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Quel est le système solaire solaire. Exploration du système solaire. Nouvelles planètes du système solaire

L’étoile la plus proche de nous est bien entendu le Soleil. La distance entre la Terre et elle, selon les paramètres cosmiques, est très petite : la lumière du soleil se déplace du Soleil à la Terre en seulement 8 minutes.

Le Soleil n’est pas une naine jaune ordinaire, comme on le pensait auparavant. C'est le corps central du système solaire, autour duquel tournent les planètes, avec un grand nombre d'éléments lourds. Il s'agit d'une étoile formée après plusieurs explosions de supernova, autour de laquelle un système planétaire s'est formé. En raison de son emplacement proche des conditions idéales, la vie est née sur la troisième planète Terre. Le Soleil a déjà cinq milliards d'années. Mais voyons pourquoi ça brille ? Quelle est la structure du Soleil et quelles sont ses caractéristiques ? Que lui réserve l'avenir ? Quel est son impact sur la Terre et ses habitants ? Le Soleil est une étoile autour de laquelle tournent les 9 planètes du système solaire, dont la nôtre. 1 ua (unité astronomique) = 150 millions de km - il en va de même pour la distance moyenne de la Terre au Soleil. Le système solaire comprend neuf planètes majeures, une centaine de satellites, de nombreuses comètes, des dizaines de milliers d'astéroïdes (planètes mineures), des météoroïdes ainsi que des gaz et poussières interplanétaires. Au centre de tout cela se trouve notre Soleil.

Le soleil brille depuis des millions d'années, ce que confirment les recherches biologiques modernes obtenues à partir des restes d'algues bleu-vert-bleu. Si la température de la surface du Soleil changeait ne serait-ce que de 10 %, toute vie sur Terre mourrait. Il est donc bon que notre étoile rayonne uniformément l’énergie nécessaire à la prospérité de l’humanité et des autres créatures sur Terre. Dans les religions et les mythes des peuples du monde, le Soleil a toujours occupé la place principale. Pour presque tous les peuples de l'Antiquité, le Soleil était la divinité la plus importante : Hélios - chez les anciens Grecs, Ra - le dieu solaire des anciens Égyptiens et Yarilo chez les Slaves. Le soleil apportait la chaleur, les récoltes, tout le monde le vénérait, car sans lui il n'y aurait pas de vie sur Terre. La taille du Soleil est impressionnante. Par exemple, la masse du Soleil est 330 000 fois celle de la Terre et son rayon est 109 fois plus grand. Mais la densité de notre étoile est faible - 1,4 fois supérieure à la densité de l'eau. Le mouvement des taches à la surface a été remarqué par Galileo Galilei lui-même, prouvant ainsi que le Soleil ne reste pas immobile, mais tourne.

Zone convective du Soleil

La zone radioactive représente environ les 2/3 du diamètre interne du Soleil et son rayon est d'environ 140 000 km. En s'éloignant du centre, les photons perdent leur énergie sous l'influence d'une collision. Ce phénomène est appelé phénomène de convection. Cela n’est pas sans rappeler le processus qui se produit dans une bouilloire bouillante : l’énergie provenant de l’élément chauffant est bien supérieure à la quantité éliminée par conduction. L'eau chaude près du feu monte et l'eau plus froide descend. Ce processus est appelé convention. La convection signifie que le gaz plus dense est distribué sur la surface, se refroidit et retourne au centre. Le processus de mélange dans la zone convective du Soleil s'effectue en continu. En regardant à travers un télescope la surface du Soleil, vous pouvez voir sa structure granulaire - les granulations. On a l'impression que c'est fait de granulés ! Cela est dû à la convection se produisant sous la photosphère.

Photosphère du Soleil

Une fine couche (400 km) - la photosphère du Soleil, est située directement derrière la zone convective et représente la « vraie surface solaire » visible depuis la Terre. Les granules de la photosphère ont été photographiés pour la première fois par le Français Janssen en 1885. Le granule moyen a une taille de 1 000 km, se déplace à une vitesse de 1 km/s et existe pendant environ 15 minutes. Des formations sombres de la photosphère peuvent être observées dans la partie équatoriale, puis elles se déplacent. Les champs magnétiques puissants sont une caractéristique distinctive de ces spots. Et la couleur sombre est obtenue en raison de la température plus basse par rapport à la photosphère environnante.

Chromosphère du Soleil

Chromosphère du Soleil (sphère colorée) – couche dense (10 000 km) atmosphère solaire, qui est situé juste au-delà de la photosphère. La chromosphère est assez problématique à observer en raison de sa proximité avec la photosphère. On le voit mieux lorsque la Lune recouvre la photosphère, c'est-à-dire lors des éclipses solaires.

Les protubérances solaires sont d'énormes émissions d'hydrogène, ressemblant à de longs filaments lumineux. Les proéminences s'élèvent sur des distances énormes, atteignant le diamètre du Soleil (1,4 mm km), se déplacent à une vitesse d'environ 300 km/s et la température atteint 10 000 degrés.

La couronne solaire est constituée des couches externes et étendues de l'atmosphère du Soleil, prenant naissance au-dessus de la chromosphère. La longueur de la couronne solaire est très longue et atteint des valeurs de plusieurs diamètres solaires. Les scientifiques n’ont pas encore reçu de réponse claire à la question de savoir où cela se termine exactement.

La composition de la couronne solaire est un plasma raréfié et hautement ionisé. Il contient des ions lourds, des électrons avec un noyau d'hélium et des protons. La température de la couronne atteint de 1 à 2 millions de degrés K par rapport à la surface du Soleil.

Le vent solaire est un flux continu de matière (plasma) provenant de l’enveloppe externe de l’atmosphère solaire. Il est constitué de protons, de noyaux atomiques et d'électrons. La vitesse du vent solaire peut varier de 300 km/s à 1 500 km/s, en fonction des processus qui se produisent sur le Soleil. Le vent solaire se propage dans tout le système solaire et, en interagissant avec le champ magnétique terrestre, provoque divers phénomènes, parmi lesquels les aurores boréales.

Caractéristiques du Soleil

Masse du Soleil : 2∙1030 kg (332 946 masses terrestres)
Diamètre : 1 392 000 km
Rayon : 696 000 km
Densité moyenne : 1 400 kg/m3
Inclinaison de l'axe : 7,25° (par rapport au plan de l'écliptique)
Température de surface : 5 780 K
Température au centre du Soleil : 15 millions de degrés
Classe spectrale : G2 V
Distance moyenne de la Terre : 150 millions de km
Âge : 5 milliards d'années
Période de rotation : 25.380 jours
Luminosité : 3,86∙1026 W
Magnitude apparente : 26,75m

Dernièrement, je fais de plus en plus souvent le même rêve. Comme si je m'étais déjà réveillé, j'ai ouvert la fenêtre et je me suis envolé vers la liberté. je monte espace ouvert en nuisette légère, j'attrape des météorites avec mes mains et je nage devant les planètes. Je me réveille avec une terrible mélancolie - oh, si seulement je pouvais, j'explorerais chaque recoin notre système solaire, et peut-être serait-elle allée encore plus loin.

Quels sont les systèmes planétaire et solaire

Système planétaire appelé un système qui se connecte en lui-même divers objets spatiaux mutuellement attirés les uns vers les autres et ensemble se déplacer dans l'espace et développement à l'heure.

Exemples de tels systèmes :

Système Upsilon Andromède.
Système 23 Balance.
Système solaire.

Il s'avère que notre Le système solaire est un cas particulier de système planétaire dont le centre est le Soleil.

Selon quelles règles les systèmes planétaires existent-ils ?

Le système solaire et tous les autres systèmes planétaires sont soumis à certaines lois générales :

Y a-t-il de la vie en dehors du système solaire ?

Le rêve des scientifiques est de découvrir la vie au-delà de notre planète. Même dans le système solaire, nous sommes toujours seuls. Pendant longtemps Mars était un candidat potentiel à l’habitabilité – mais hélas, cela n’a pas fonctionné.

Maintenant, les gens essaient de trouver au moins de minuscules bactéries sur les lunes de Jupiter. Ils sont recouverts de glace sous laquelle l’océan peut se cacher. Dans de telles conditions, bien sûr, non on parle sur les êtres humanoïdes intelligents. Mais même un minuscule micro-organisme trouvé en dehors de la Terre nous donnera l'espoir que Il existe de la vie en dehors du système solaire.

Après tout, nous ne pouvons pas nous contenter de voler là-bas : Des millions d’années ne suffisent pas pour explorer l’Univers entier. Il ne reste plus qu'à chercher les êtres vivants plus près, ou à espérer qu'une civilisation plus développée s'envolera vers nous pour nous connaître.

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Rien dans l’histoire de l’Univers n’a probablement autant attiré l’homme que l’espace mystérieux. Les gens ont toujours cherché à connaître ses secrets. Tout le monde sait que la Terre fait partie du système solaire planétaire avec 8 ou 7 autres planètes. Pourquoi si vague ? Voyons ça avec moi.

La mystérieuse « Planète Neuf » ou combien y a-t-il de planètes dans le système solaire

Pendant longtemps, il était clair pour tout le monde que dans le système solaire il y avait 9 planètes bien connues, dont Pluton. Mais récemment, tout a changé. Les chercheurs ont étudié plus attentivement les planètes du système solaire et sont arrivés à la conclusion que Pluton n'est PAS une planète. Et récemment, en 2016, des scientifiques ont avancé l'hypothèse selon laquelle 90 % confirment qu'il y a encore neuf planètes dans le système solaire, mais ce n'est plus Pluton oublié, mais nouvelle "Planète Neuf".

Les scientifiques qui ont découvert la planète l'appellent Fatty. Pourquoi? Elle pourrait dix fois plus grand que la Terre! Il fait froid et ne fait le tour du Soleil qu'après 10 à 12 000 ans. Imaginez ces échelles de temps !

Plus précisément sur les voisins

Alors que les recherches sur la mystérieuse « neuvième planète » sont toujours en cours, l’humanité connaît déjà avec certitude son existence. 7 planètes voisines notre terre. Il serait intéressant d'en savoir plus sur eux.

Mercure. La nuit, la température ici peut atteindre moins 170 degrés et pendant la journée monter jusqu'à plus 400.
Vénus. La planète la plus brillante du système solaire. Il est enveloppé de nuages qui reflètent le Soleil. Les volcans entrent constamment en éruption ici et la foudre frappe.
Mars ou la planète rouge. Il est surprenant que de nombreux microbes terrestres soient apparus à l'origine sur Mars. Et il y a de nombreuses années, Mars était riche en ressources en eau.
Jupiter. La plus grande planète. Il y a beaucoup de vent ici et de puissants éclairs, et une tempête agitée fait rage à l'équateur depuis plus de 300 ans.
Saturne. Planète aux anneaux. Les anneaux sont des fragments d'un des satellites.
Uranus. Une planète couchée sur le côté. Possède 27 satellites.
Neptune. La planète la plus éloignée du Soleil. La vitesse du vent est supérieure à 1 500 km/h.

Une étoile appelée le Soleil

Le soleil est apparu il y a environ 5 milliards d'années. C'est une étoile brûlante, c'est une couleur brûlante 700 milliards de tonnes d'hydrogène chaque seconde. Température de surface env. 5500 degrés. C’est même difficile à imaginer, vous en conviendrez. On pense que le Soleil a encore le temps de vivre 5 milliards d'années. Ainsi, dans seulement 1 milliard d’années, il pourrait devenir difficile de vivre sur Terre, car le Soleil deviendra encore plus grand et chauffera la Terre plus intensément. Mais ne soyons pas pessimistes.

Le soleil est une petite étoile qui nous a donné la vie. Elle est notre guide constant dans les étendues sombres et sans fond de l’espace.

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Depuis des temps immémoriaux, les membres les plus curieux de notre espèce regardent vers le ciel. Dès que l’on regarde les distances infinies, les problèmes terrestres ressemblent déjà à de la poussière cosmique. Enfant, mon père et moi nourrissions souvent la Grande Ourse la nuit et peignions les cheveux de Véronique, l'épouse du roi Ptolémée.

Je vous invite à faire un voyage imaginaire. Non, non, nous nourrirons l'ours une autre fois, mais aujourd'hui nous rendrons visite aux sœurs de notre planète natale.

Introduction au système solaire

D'abord je vais te dire une courte histoire discret (sauf que cette réponse est maintenant écrite sur l'une de ses planètes) système solaire.

C'était 9 milliards une année après le big bang, ou 4 milliards 50 millions une année avant la naissance du Christ (selon ce qui vous convient). L'adresse approximative de ce qui se passe est la galaxie voie Lactée, qui se trouve dans le superamas de la Vierge, le bras d'Orion. Sous l'influence d'une gravité inflexible au milieu nuage moléculaire géant une accumulation de matière apparaît, que dans 4,5 milliards d'années les habitants d'une petite planète appelleront Soleil. La matière qui ne tombe pas au centre forme un proto-Soleil tournant autour disque, qui donnera plus tard la vie planètes, satellites et autres habitants du système solaire.

De retour à nos jours, le système solaire a pris une forme qui nous est déjà familière. Répondons à la question : "Qu'est-ce que le système solaire ?" C'est un système planétaire avec une naine jaune au centre.

Les principaux membres de la famille solaire

Notre système solaire abrite une grande variété d’habitants. Si l'on oublie le dictateur local, qui maintient le reste des habitants sous un contrôle gravitationnel strict (au Le soleil représente 99,86 % de la masse du système), les principaux membres de la famille peuvent être appelés planètes. Mais ils ne s’entendent pas toujours : pour des raisons inconnues, les planètes sont divisées en deux compagnies : l’une quatre se prélasse près du Soleil, tandis que l’autre est à une distance décente de l’étoile.

Planètes terrestres(ceux près du soleil) :

Mercure;
Vénus;
Terre;
Mars.

Planètes géantes :

Jupiter;
Saturne;
Uranus;
Neptune.

Oh oui, quelque part au loin, seul Pluton est encore triste. Pluton, nous sommes avec vous !

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En regardant le ciel étoilé, j'ai toujours été fasciné par la beauté et la grandeur de l'univers, et assis par une soirée tranquille, regardant le ciel clair, j'ai essayé d'imaginer les vastes distances des étoiles et des galaxies qui défient l'imagination humaine. Vous pouvez admirer pendant longtemps d'innombrables étoiles, chacune d'entre elles pouvant être soit une étoile, soit une planète, soit une galaxie distincte. Et notre système est-il vraiment le seul parmi cette multitude ? Les astronomes recherchent 24 heures sur 24 des systèmes et des planètes similaires aux nôtres. En attendant, je vais vous expliquer ce qu’est le système solaire et où se trouvent ses limites.

Quel est le système solaire

L'endroit dans l'espace où il se trouve Soleil, ou toute autre étoile et planète, ainsi que de nombreux autres objets, tels que des astéroïdes, des comètes, des météorites, est appelé système. Ils se déplacent tous sur leurs orbites grâce aux énormes gravité du soleil. Voici quelques données.

Soleil - principale source d'énergie, sa puissante gravité maintient les orbites des planètes à leur place, énergie du soleil affecte climat et pour l'opportunité origine de la vie.
Partie système solaire comprend les planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton.
99,86 % de la masse totale du système est représenté Soleil.
99% de la masse totale des planètes est occupée par des géantes ( Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), constitué en grande partie de gaz, d’hélium, d’hydrogène, de méthane et d’ammoniac.

Où s’arrête le système solaire ?

Les scientifiques n’ont pas encore de définition exacte de l’endroit où cela se termine système solaire, puisqu'il existe plusieurs définitions à ce sujet.

La limite du système solaire est souvent appelée la région où, à une distance de 150 unités astronomiques(1 unité astronomique est la distance égale entre le soleil et la terre, en moyenne 150 millions de km) les particules solaires entrent en collision avec le gaz interstellaire. Cette zone est appelée héliopause.

La région où la gravité du Soleil devient plus faible que celle galactique , appelé sphère de colline, est mille fois plus loin.

Sonde Voyageur 1 est devenu le premier et le seul à avoir réussi à surmonter l'héliopause et à quitter la frontière du système solaire, devenant ainsi le plus loin du sol par un objet construit par des mains humaines.

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Je ne cacherai pas que je suis un fervent fan de science-fiction, qu'il s'agisse de films, de livres ou de tout autre chose. Bien entendu, dans monde moderne Il existe de nombreuses fictions et suppositions sur l'espace, car ses étendues infinies et ses mystères sont incompréhensibles à bien des égards pour l'homme moderne. Cependant, on peut affirmer avec certitude que l'humanité est l'une des formes de vie de la planète Terre, lequel est dedans système solaire et tourne autour de l'astre principal - le Soleil. De tels systèmes dans tout l'Univers des milliards, mais c'est avec la nôtre que commence l'étude de la partie visible de l'espace extra-atmosphérique.

Que comprend le système solaire ?

système solaire- assez un petit cluster selon les normes universelles, cependant, il y a ici de très grands corps célestes. Le premier est Soleil, Vérité, avec le temps, il deviendra beaucoup plus grand, car l’évolution de l’étoile se trouve désormais à un stade intermédiaire. Près 5 milliards il y a des années, à la place de notre système, il y avait un énorme nuage moléculaire, à la suite de son effondrement, le Soleil est apparu, et aussi disque protoplanétaire de matière diverse, qui ont ensuite formé des planètes, des astéroïdes et tout le reste.

Les 8 planètes sont divisées en plusieurs catégories, - groupe terrestre, géantes gazeuses. Le premier se termine sur Mars et comprend la Terre, Vénus et Mercure. La seconde commence par Jupiter, suivi de Saturne, Uranus et Neptune. Il est possible qu'il existe une neuvième planète ; les scientifiques estiment cette probabilité à 90 %, mais si c'est le cas, alors elle est située à la périphérie même du système.

Exoplanètes habitables connues

Tout le monde veut croire que la forme de vie terrestre n'est pas la seule. Les efforts de nombreux scientifiques se concentrent sur la recherche de civilisations extraterrestres. Il a donc été possible aujourd'hui de découvrir plusieurs planètes avec des conditions similaires à celles sur Terre, à savoir :

Kepler-438b.
Proxima Centaure b.
Kepler-296e.
KOI-3010.01.
Gliese 667 Cc.

Tous sont situés à une telle distance de leur étoile que la probabilité que la vie y existe est assez élevée. haut. Les exoplanètes de différentes tailles, ainsi que les étoiles, constituent une composante impressionnante de l'Univers, il est donc peu probable qu'elles soient sans vie.

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Malheureusement, dans mon école, il n'existait pas de matière telle que astronomie. J'ai dû trouver tout ce qui m'intéressait par moi-même dans les bibliothèques, car dans mon enfance, il n'y avait tout simplement pas Internet. J'ai beaucoup appris sur l'astronomie auprès de mon grand-père, un homme instruit et omniscient. Je me souviens d'un jour où nous sommes allés à planétarium, où ils ont démontré l'appareil de notre AVECsystème solaire.

Corps cosmiques inclus dans le système solaire

Définition générale

système solaire, elle est pareille planétaire- système avec corps central - étoile Soleil, et objets tournant autour de lui. Notre système a été formé 4,58 milliards. il y a des années. Une partie impressionnante de la masse totale des corps de notre système tombe sur l'étoile centrale, et le reste est réparti entre des planètes lointaines. Toutes les planètes ont relativement orbites circulaires, situé à l'intérieur disque plat, appelé plan de l'écliptique.

La structure de notre système solaire

Structure du système solaire

Notre système comprend Le Soleil et 8 grands corps cosmiques - planètes. Outre notre maison - la planète Terre, 7 autres planètes orbitent autour du globe solaire :

Mercure- selon les caractéristiques de sa structure ça me rappelle la lune;
Vénus- diffère le plus atmosphère dense, appelé quelques fois "soeur de la Terre", en raison de la similitude des compositions et des tailles ;
Mars- notre plus proche "voisin", plus petit que la Terre de 53% ;
Jupiter - le plus grand corps dans notre système, a structure gazeuse;
Saturne - Le géant gazier, célèbre pour son anneaux constitué de minuscules particules glace Et poussière;
Uranus- sa particularité intéressante est la rotation autour Soleil "sur le côté", en raison d'une orbite très inclinée ;
Neptune- quatre fois plus grand Terre et, la première planète découverte avec calculs mathématiques;

Les deux derniers ne se distinguent que par télescope, le reste peut être vu par une nuit claire et oeil nu.

Saturne est la sixième planète à partir du Soleil

Planètes notre cher système solaire sont généralement divisés en deux groupes :

les planètes intérieures ou terrestres - Mars, Vénus, Terre et Mercure. Ils se caractérisent par un taux élevé densité et disponibilité surface dure;
géantes extérieures ou gazeuses - Neptune, Uranus, Saturne et Jupiter. Selon leur taille, ils sont plusieurs fois supérieurs notre cher Terre.

Notre maison est la planète Terre

Une partie intéressante du système est comètes, en grand nombre sillonnant l'espace différentes orbites. Certains sont en sécurité - leurs orbites sont au distance impressionnante de la Terre, d’autres inquiètent les scientifiques du monde entier. Ainsi, par exemple, l'une des versions de la mort dinosaures compte collision de comète avec notre planète.

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DANS randonnée je devais le faire assez souvent passer la nuit à l'air libre ciel. J'ai regardé la « couverture » nocturne parsemée de étoiles, comme s'il s'effondrait petit diamants. Inspiré par ces souvenirs, je veux vous parler un peu de système solaire.

Limites du système solaire

Au revoir la question est ouverte, mais les principaux sont mis en avant facteurs, qui déterminent ces les frontières: gravité solaire et vent solaire. La limite extérieure du vent solaire est appelée héliopause, derrière lequel vent et matière interstellaire mélanger et dissoudre l'un dans l'autre. Il est situé dans 400 une fois plus loin Pluton. On pense que la frontière est en 1000 fois plus loin en raison de la domination champ gravitationnel Soleil sur le galactique.

Limites du système solaire

9 planète

DANS 2016 quelque chose d'inhabituel s'est produit cette année - K. Batygin et M. Brown j'en ai découvert un nouveau la neuvième planète Système solaire, avec de vrais opportunité son existence V 90% , c'est comme ça qu'ils l'appelaient "Planète 9". On suppose qu'elle est à une distance de 90 milliards de km. du soleil. Planète 10 fois plus que le nôtre Terre, UN chiffre d'affaires autour du Soleil prend 10 à 20 mille ans. Aujourd’hui, son existence est activement étudiée par les scientifiques.

Dimensions de la planète 9 et de la Terre

Système solaire suédois

Il se trouve qu'elle est le plus grand modèle du système solaire sur Terre, échelle lequel 1:20 millions ( , ). Cette installation est "vivant" et tu peux y aller mettre quelque chose nouveau. Une structure sphérique géante appelée Ericsson-Globe, est "Soleil". Groupe Terre planètes situées dans Stockholm, UN repos- au-delà, le long de mer Baltique. En plus de ces corps célestes, le modèle contient :

Quand le système solaire mourra-t-il ?

Selon théories, un système composé de 3 corps ou plus, capable de mouvement Et jeter l'un d'eux est en dehors d'elle. De plus, en raison de la gravité, les corps peuvent entrer " Accident de la route"s'ils réussissent près les uns avec les autres, alors le système va rétrécir avant unénorme objet. Aujourd'hui, cette tâche pas résolu, mais analyse il a été calculé que le système était très probablement écurie, Si tu parles de libérer planètes à partir de là. Cependant pas de stabilité relativement collisions de planètes entre elles. Je te veux s'il te plaît, cela pourrait arriver pas avant que par 4,57 milliards d'années :)

Univers (espace)- c'est le monde entier qui nous entoure, illimité dans le temps et dans l'espace et infiniment varié dans les formes que prend la matière en mouvement éternel. L’immensité de l’Univers peut être partiellement imaginée par une nuit claire avec des milliards de points lumineux scintillants dans le ciel, représentant des mondes lointains. Des rayons lumineux à une vitesse de 300 000 km/s provenant des parties les plus éloignées de l’Univers atteignent la Terre en environ 10 milliards d’années.

Selon les scientifiques, l’Univers s’est formé à la suite de « Big Bang» Il y a 17 milliards d'années.

Il se compose d'amas d'étoiles, de planètes, de poussière cosmique et d'autres corps cosmiques. Ces corps forment des systèmes : planètes avec satellites (par exemple, le système solaire), galaxies, métagalaxies (amas de galaxies).

Galaxie(grec tardif Galacticos- laiteux, laiteux, du grec gala- lait) est un vaste système stellaire composé de nombreuses étoiles, amas et associations d'étoiles, de nébuleuses de gaz et de poussières, ainsi que d'atomes et de particules individuels dispersés dans l'espace interstellaire.

Il existe de nombreuses galaxies de tailles et de formes différentes dans l’Univers.

Toutes les étoiles visibles depuis la Terre font partie de la Voie Lactée. Il tire son nom du fait que la plupart des étoiles peuvent être vues par nuit claire sous la forme de la Voie lactée - une bande blanchâtre et floue.

Au total, la Voie lactée contient environ 100 milliards d'étoiles.

Notre galaxie est en rotation constante. La vitesse de son déplacement dans l'Univers est de 1,5 million de km/h. Si vous regardez notre galaxie depuis son pôle nord, la rotation se produit dans le sens des aiguilles d’une montre. Le Soleil et les étoiles les plus proches effectuent une révolution autour du centre de la galaxie tous les 200 millions d’années. Cette période est considérée comme année galactique.

La galaxie d'Andromède, ou nébuleuse d'Andromède, est similaire en taille et en forme à la galaxie de la Voie lactée, située à une distance d'environ 2 millions d'années-lumière de notre galaxie. Année-lumière— la distance parcourue par la lumière en un an, approximativement égale à 10 13 km (la vitesse de la lumière est de 300 000 km/s).

Pour visualiser l'étude du mouvement et de la localisation des étoiles, des planètes et d'autres corps célestes, le concept de sphère céleste est utilisé.

Riz. 1. Grandes lignes de la sphère céleste

Sphère céleste est une sphère imaginaire de rayon arbitrairement grand, au centre de laquelle se trouve l'observateur. Les étoiles, le Soleil, la Lune et les planètes sont projetés sur la sphère céleste.

Les lignes les plus importantes de la sphère céleste sont : le fil à plomb, le zénith, le nadir, l'équateur céleste, l'écliptique, le méridien céleste, etc. (Fig. 1).

Fil à plomb- une droite passant par le centre de la sphère céleste et coïncidant avec la direction du fil à plomb au point d'observation. Pour un observateur à la surface de la Terre, un fil à plomb passe par le centre de la Terre et le point d'observation.

Un fil à plomb coupe la surface de la sphère céleste en deux points - zénith, au-dessus de la tête de l'observateur, et nadire - point diamétralement opposé.

Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan est perpendiculaire au fil à plomb, est appelé horizon mathématique. Il divise la surface de la sphère céleste en deux moitiés : visible pour l'observateur, avec le sommet au zénith, et invisible, avec le sommet au nadir.

Le diamètre autour duquel tourne la sphère céleste est axe mondial. Il coupe la surface de la sphère céleste en deux points : pôle nord du monde Et pôle sud du monde. Le pôle nord est celui à partir duquel la sphère céleste tourne dans le sens des aiguilles d’une montre lorsqu’on la regarde de l’extérieur.

Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan est perpendiculaire à l'axe du monde, est appelé équateur céleste. Il divise la surface de la sphère céleste en deux hémisphères : nord, avec son sommet au pôle nord céleste, et du sud, avec son sommet au pôle sud céleste.

Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan passe par le fil à plomb et l'axe du monde, est le méridien céleste. Il divise la surface de la sphère céleste en deux hémisphères : est Et occidental.

La ligne d'intersection du plan du méridien céleste et du plan de l'horizon mathématique - ligne de midi.

Écliptique(du grec ekieipsis- éclipse) est un grand cercle de la sphère céleste le long duquel se produit le mouvement annuel visible du Soleil, ou plus précisément de son centre.

Le plan de l'écliptique est incliné par rapport au plan de l'équateur céleste d'un angle de 23°26"21".

Pour faciliter la mémorisation de l'emplacement des étoiles dans le ciel, les gens de l'Antiquité ont eu l'idée de combiner les plus brillantes d'entre elles en constellations.

Actuellement, 88 constellations sont connues, qui portent les noms de personnages mythiques (Hercule, Pégase, etc.), de signes du zodiaque (Taureau, Poissons, Cancer, etc.), d'objets (Balance, Lyre, etc.) (Fig. 2) .

Riz. 2. Constellations été-automne

Origine des galaxies. Le système solaire et ses planètes individuelles restent encore un mystère non résolu de la nature. Il existe plusieurs hypothèses. On pense actuellement que notre galaxie s’est formée à partir d’un nuage de gaz constitué d’hydrogène. Au stade initial de l’évolution des galaxies, les premières étoiles se sont formées à partir du milieu gaz-poussière interstellaire et il y a 4,6 milliards d’années, le système solaire s’est formé.

Composition du système solaire

L'ensemble des corps célestes se déplaçant autour du Soleil pour former un corps central Système solaire. Il est situé presque à la périphérie de la Voie lactée. Le système solaire est impliqué dans une rotation autour du centre de la galaxie. La vitesse de son déplacement est d'environ 220 km/s. Ce mouvement se produit en direction de la constellation du Cygne.

La composition du système solaire peut être représentée sous la forme d'un diagramme simplifié présenté sur la figure 1. 3.

Plus de 99,9 % de la masse de matière du système solaire provient du Soleil et seulement 0,1 % de tous ses autres éléments.

Hypothèse de I. Kant (1775) - P. Laplace (1796)	Hypothèse de D. Jeans (début du XXe siècle)	Hypothèse de l'académicien O.P. Schmidt (années 40 du XXe siècle)	Hypothèse akalémique de V. G. Fesenkov (années 30 du XXe siècle)
Les planètes se sont formées à partir de matière gazeuse et poussiéreuse (sous la forme d’une nébuleuse chaude). Le refroidissement s'accompagne d'une compression et d'une augmentation de la vitesse de rotation de certains axes. Des anneaux sont apparus à l'équateur de la nébuleuse. La substance des anneaux recueillie dans des corps chauds et progressivement refroidie	Une étoile plus grande est passée devant le Soleil et sa gravité a extrait un flux de matière chaude (proéminence) du Soleil. Des condensations se sont formées, à partir desquelles des planètes se sont ensuite formées.	Le nuage de gaz et de poussière tournant autour du Soleil aurait dû prendre une forme solide à la suite de la collision des particules et de leur mouvement. Les particules se combinent en condensations. L'attraction de particules plus petites par les condensations aurait dû contribuer à la croissance de la matière environnante. Les orbites des condensations auraient dû devenir presque circulaires et se situer presque dans le même plan. Les condensations étaient les embryons des planètes, absorbant presque toute la matière des espaces entre leurs orbites.	Le Soleil lui-même est né du nuage en rotation et les planètes ont émergé des condensations secondaires de ce nuage. De plus, le Soleil a considérablement diminué et s'est refroidi jusqu'à atteindre son état actuel.

Riz. 3. Composition du système solaire

Soleil

Soleil- c'est une étoile, une boule chaude géante. Son diamètre est 109 fois le diamètre de la Terre, sa masse est 330 000 fois la masse de la Terre, mais sa densité moyenne est faible - seulement 1,4 fois la densité de l'eau. Le Soleil est situé à environ 26 000 années-lumière du centre de notre galaxie et tourne autour de celle-ci, effectuant une révolution en 225 à 250 millions d'années environ. La vitesse orbitale du Soleil est de 217 km/s, ce qui signifie qu'il parcourt une année-lumière toutes les 1 400 années terrestres.

Riz. 4. Composition chimique du Soleil

La pression exercée sur le Soleil est 200 milliards de fois supérieure à celle exercée à la surface de la Terre. La densité de la matière solaire et la pression augmentent rapidement en profondeur ; l'augmentation de la pression s'explique par le poids de toutes les couches sus-jacentes. La température à la surface du Soleil est de 6 000 K et à l'intérieur de 13 500 000 K. La durée de vie caractéristique d'une étoile comme le Soleil est de 10 milliards d'années.

Tableau 1. Informations générales sur le Soleil

La composition chimique du Soleil est à peu près la même que celle de la plupart des autres étoiles : environ 75 % est constituée d'hydrogène, 25 % d'hélium et moins de 1 % sont constitués de tous les autres éléments chimiques (carbone, oxygène, azote, etc.) (Fig. 4 ).

La partie centrale du Soleil d'un rayon d'environ 150 000 km est appelée la partie solaire. cœur. C'est une zone de réactions nucléaires. La densité de la substance est ici environ 150 fois supérieure à la densité de l'eau. La température dépasse 10 millions de K (sur l'échelle Kelvin, en degrés Celsius 1 °C = K - 273,1) (Fig. 5).

Au-dessus du noyau, à des distances d'environ 0,2 à 0,7 rayons solaires de son centre, se trouve zone de transfert d’énergie rayonnante. Le transfert d'énergie s'effectue ici par absorption et émission de photons par des couches individuelles de particules (voir Fig. 5).

Riz. 5. Structure du Soleil

Photon(du grec phos- lumière), particule élémentaire capable d’exister uniquement en se déplaçant à la vitesse de la lumière.

Plus près de la surface du Soleil, un mélange vortex du plasma se produit et l'énergie est transférée à la surface.

principalement par les mouvements de la substance elle-même. Cette méthode de transfert d'énergie est appelée convection, et la couche du Soleil où cela se produit est zone convective. L'épaisseur de cette couche est d'environ 200 000 km.

Au-dessus de la zone convective se trouve l'atmosphère solaire, qui fluctue constamment. Des ondes verticales et horizontales d'une longueur de plusieurs milliers de kilomètres s'y propagent. Les oscillations se produisent avec une période d'environ cinq minutes.

La couche interne de l'atmosphère du Soleil est appelée photosphère. Il est constitué de bulles légères. Ce granulés. Leurs tailles sont petites - 1 000 à 2 000 km et la distance qui les sépare est de 300 à 600 km. Environ un million de granules peuvent être observés simultanément sur le Soleil, chacun d'entre eux existant pendant plusieurs minutes. Les granules sont entourés d'espaces sombres. Si la substance monte dans les granules, elle tombe autour d'eux. Les granules créent un fond général sur lequel des formations à grande échelle telles que des facules, des taches solaires, des proéminences, etc. peuvent être observées.

Taches solaires- des zones sombres sur le Soleil dont la température est inférieure à celle de l'espace environnant.

Torches solaires appelés champs lumineux entourant les taches solaires.

Proéminences(de lat. protubéro- gonflement) - condensations denses d'une substance relativement froide (par rapport à la température environnante) qui s'élèvent et sont maintenues au-dessus de la surface du Soleil par un champ magnétique. L'apparition du champ magnétique solaire peut être causée par le fait que les différentes couches du Soleil tournent à des vitesses différentes : les parties internes tournent plus rapidement ; Le noyau tourne particulièrement rapidement.

Les protubérances, les taches solaires et les facules ne sont pas les seuls exemples d'activité solaire. Il comprend également orages magnétiques et des explosions appelées clignote.

Au-dessus de la photosphère se trouve chromosphère- l'enveloppe extérieure du Soleil. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre. L'épaisseur de la chromosphère est de 10 à 15 000 km et la densité de matière est des centaines de milliers de fois inférieure à celle de la photosphère. La température dans la chromosphère augmente rapidement, atteignant des dizaines de milliers de degrés dans ses couches supérieures. Au bord de la chromosphère on observe spicules, représentant des colonnes allongées de gaz lumineux compacté. La température de ces jets est supérieure à la température de la photosphère. Les spicules s'élèvent d'abord de la chromosphère inférieure jusqu'à 5 000-10 000 km, puis retombent, où ils disparaissent. Tout cela se produit à une vitesse d'environ 20 000 m/s. Spi kula vit 5 à 10 minutes. Le nombre de spicules existant simultanément sur le Soleil est d'environ un million (Fig. 6).

Riz. 6. La structure des couches externes du Soleil

Entoure la chromosphère couronne solaire- couche externe de l'atmosphère du Soleil.

La quantité totale d'énergie émise par le Soleil est de 3,86. 1026 W, et seulement un deux milliardième de cette énergie est reçue par la Terre.

Le rayonnement solaire comprend corpusculaire Et un rayonnement électromagnétique.Rayonnement fondamental corpusculaire- il s'agit d'un flux de plasma constitué de protons et de neutrons, ou en d'autres termes - vent ensoleillé, qui atteint l’espace proche de la Terre et circule autour de toute la magnétosphère de la Terre. Un rayonnement électromagnétique- C'est l'énergie rayonnante du Soleil. Il atteint la surface de la Terre sous forme de rayonnement direct et diffus et assure le régime thermique de notre planète.

Au milieu du 19ème siècle. astronome suisse Rudolf Loup(1816-1893) (Fig. 7) ont calculé un indicateur quantitatif de l'activité solaire, connu dans le monde entier sous le nom de nombre de Wolf. Après avoir traité les observations de taches solaires accumulées au milieu du siècle dernier, Wolf a pu établir le cycle moyen d'activité solaire d'un an. En fait, les intervalles de temps entre les années de nombre de loups maximum ou minimum varient de 7 à 17 ans. Simultanément au cycle de 11 ans, un cycle d'activité solaire séculaire, ou plus précisément de 80 à 90 ans, se produit. Se superposant de manière non coordonnée, ils entraînent des changements notables dans les processus qui se déroulent dans l'enveloppe géographique de la Terre.

Le lien étroit entre de nombreux phénomènes terrestres et l'activité solaire a été souligné dès 1936 par A.L. Chizhevsky (1897-1964) (Fig. 8), qui écrivait que l'écrasante majorité des processus physiques et chimiques sur Terre sont le résultat de l'influence de forces cosmiques. Il fut également l'un des fondateurs de sciences telles que héliobiologie(du grec Hélios- soleil), étudiant l'influence du Soleil sur la matière vivante enveloppe géographique Terre.

En fonction de l'activité solaire, des phénomènes physiques tels que : les orages magnétiques, la fréquence des aurores boréales, la quantité de rayonnement ultraviolet, l'intensité de l'activité orageuse, la température de l'air, la pression atmosphérique, les précipitations, le niveau des lacs, des rivières, des eaux souterraines, salinité et activité des mers, etc.

La vie des plantes et des animaux est associée à l'activité périodique du Soleil (il existe une corrélation entre la cyclicité solaire et la durée de la saison de croissance des plantes, la reproduction et la migration des oiseaux, des rongeurs, etc.), ainsi que celle des humains. (maladies).

Actuellement, les relations entre les processus solaires et terrestres continuent d'être étudiées à l'aide de satellites artificiels terrestres.

Planètes terrestres

Outre le Soleil, les planètes font partie du système solaire (Fig. 9).

En fonction de leur taille, de leurs caractéristiques géographiques et de leur composition chimique, les planètes sont divisées en deux groupes : planètes terrestres Et planètes géantes. Les planètes telluriques comprennent, et. Ils seront abordés dans cette sous-section.

Riz. 9. Planètes du système solaire

Terre- la troisième planète à partir du Soleil. Une sous-section distincte lui sera consacrée.

Résumons. La densité de la substance de la planète, et compte tenu de sa taille, sa masse, dépend de l’emplacement de la planète dans le système solaire. Comment
Plus une planète est proche du Soleil, plus sa densité moyenne de matière est élevée. Par exemple, pour Mercure, c'est 5,42 g/cm\ Vénus - 5,25, Terre - 5,25, Mars - 3,97 g/cm3.

Les caractéristiques générales des planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre, Mars) sont principalement : 1) des tailles relativement petites ; 2) des températures élevées à la surface et 3) une densité élevée de matière planétaire. Ces planètes tournent relativement lentement sur leur axe et possèdent peu ou pas de satellites. Dans la structure des planètes telluriques, il existe quatre coquilles principales : 1) un noyau dense ; 2) le manteau qui le recouvre ; 3) écorce; 4) coque gaz-eau légère (hors Mercure). Des traces d'activité tectonique ont été trouvées à la surface de ces planètes.

Planètes géantes

Faisons maintenant connaissance avec les planètes géantes, qui font également partie de notre système solaire. Ce , .

Les planètes géantes ont les caractéristiques générales suivantes : 1) grande taille et masse ; 2) tourner rapidement autour d’un axe ; 3) avoir des anneaux et de nombreux satellites ; 4) l'atmosphère est principalement constituée d'hydrogène et d'hélium ; 5) au centre ils ont un noyau chaud de métaux et de silicates.

Ils se distinguent également par : 1) de faibles températures de surface ; 2) faible densité de matière planétaire.

Le système solaire est un système planétaire qui comprend l’étoile centrale – le Soleil – et tous les objets spatiaux naturels en orbite autour d’elle. Le système solaire comprend : Quatre planètes intérieures plus petites : Mercure, Vénus, la Terre et Mars, également appelées planètes terrestres, Quatre planètes extérieures : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, également appelées géantes gazeuses (beaucoup plus massives que les planètes telluriques) . La ceinture d'astéroïdes, située entre Mars et Jupiter et de composition similaire aux planètes telluriques. Vent solaire (flux de plasma provenant du Soleil) appelé héliosphère. Le système solaire fait partie de la Voie Lactée. QU'EST-CE QU'UN SYSTÈME SOLAIRE

STRUCTURE DU SYSTÈME SOLAIRE L'objet central du système solaire est le Soleil - une étoile jaune de la séquence principale de classe spectrale G 2 V. Le Soleil retient les planètes et autres corps appartenant au système solaire grâce à sa gravité. Les quatre plus gros objets, les géantes gazeuses, représentent 99 % de la masse restante (Jupiter et Saturne - environ 90 %). Toutes les planètes et la plupart des autres objets gravitent autour du Soleil dans le même sens que la rotation du Soleil (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre vu du Soleil). pôle nord (Exception) - Planète de Halley)

STRUCTURE DU SYSTÈME SOLAIRE Mercure a la vitesse angulaire la plus élevée : elle parvient à effectuer une révolution complète autour du Soleil en seulement 88 jours terrestres. La période orbitale de la planète la plus éloignée, Neptune, est de 165 années terrestres. La plupart des planètes tournent autour de leur axe dans le même sens qu’elles tournent autour du Soleil (les exceptions sont Vénus et Uranus). La plupart des planètes du système solaire possèdent leurs propres systèmes subordonnés. Beaucoup sont entourés de lunes (dont certaines sont plus grandes que Mercure : Vénus et Uranus).

Le Soleil Le Soleil est une étoile jaune. La température à sa surface est de + 6 000 C. Le soleil est la source de toute vie sur Terre. Un rayon de lumière provenant du Soleil atteint la Terre en 8 minutes. Le Soleil est plus de 750 fois plus lourd que tous les membres du système solaire réunis.

Le soleil est une énorme boule de gaz chaud. La température à la surface du Soleil est d'environ 6 000°C. Les taches solaires sont des zones de la surface où les températures sont basses.

Planètes Une planète est une boule de roche solide ou de gaz qui orbite autour du Soleil ou d'une autre étoile. On peut voir à l’œil nu les 5 planètes les plus proches de la Terre. La Terre est une planète rocheuse, au même titre que Mercure, Vénus, Mars et Pluton. Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont d'énormes boules de gaz en rotation aux confins du système solaire.

Tailles comparatives du Soleil et des planètes Diamètres et masses du Soleil et des planètes par rapport au diamètre de la Terre Soleil 109 333000 Mercure 0,38 0,05 Vénus 0,95 0,81 Terre 1 1 Mars 0,53 0,11 Jupiter 11,2 318 Saturne 9,5 95,2 Uranus 4,1 14,5 Neptune 3,9 17,1

Mercure est la planète la plus proche du Soleil, donc le Soleil brille dessus et la chauffe 7 fois plus que sur Terre. Du côté jour de Mercure, il fait terriblement chaud, il y règne une chaleur éternelle. Les mesures montrent que la température y monte jusqu'à +400 degrés. Mais tu devrais toujours être du côté de la nuit fortes gelées, qui descend probablement jusqu'à -200 degrés. Mercure est le royaume des déserts. Une moitié est un désert de pierres chaudes, l’autre moitié est un désert de glace. La surface de Mercure ressemble en apparence à celle de la Lune. Lorsque Mercure est suffisamment éloignée du Soleil, on peut la voir bas sur l’horizon. Mercure n'est jamais visible dans un ciel sombre. Il est préférable de l'observer dans le ciel du soir ou avant l'aube.

Vénus est la deuxième planète après le Soleil. Elle passe plus près de la Terre que n’importe quelle autre planète. Mais l’atmosphère dense et nuageuse ne permet pas de voir directement sa surface. Vénus est extrêmement chaude. L'atmosphère retient la chaleur provenant du Soleil. La surface de Vénus est couverte de volcans. Trouver Vénus dans le ciel est plus facile que n’importe quelle autre planète. Ses nuages denses reflètent parfaitement la lumière du soleil, rendant la planète lumineuse.

Vénus : a) vue depuis la Terre à travers un télescope dans différentes phases ; b) photo d'un vaisseau spatial dans les rayons ultraviolets

Terre La Terre est une boule de forme irrégulière. Il est légèrement aplati en haut et en bas au pôle Sud. Au même moment, la Terre s’est convexée le long de l’équateur. La Terre apparaît bleue depuis l’espace car les océans, les mers et les lacs occupent 71 % de sa surface. La Lune est le seul satellite naturel de la Terre.

La Terre est la seule planète du système solaire où il y a de la vie. C'est la plus dense des planètes intérieures. La majeure partie de la Terre est recouverte d'eau. Notre planète tourne autour du Soleil sur son orbite à une vitesse de 30 km par seconde !

Mars est la quatrième planète à partir du Soleil, semblable à la Terre, mais plus petite et plus froide. Mars possède de profonds canyons, des volcans géants et de vastes déserts. Il y a deux petites lunes qui volent autour de la planète rouge, comme Mars est aussi appelée : Phobos et Deimos. Le seul monde cosmique, outre la Lune, déjà accessible via missiles modernes. Pour les astronautes, c'est un voyage de 4 ans. Mars tourne autour du Soleil pendant deux de nos années terrestres.

A droite : photo de Mars prise par le télescope orbital. Hubble. En bas : Les dimensions apparentes de Mars vues de la Terre en grande opposition, en opposition moyenne et en conjonction.

Jupiter Jupiter est un véritable géant du système solaire. Jupiter n'a pas de surface solide. Les couches supérieures de Jupiter constituent un vaste océan de gaz qui, dans les profondeurs de la planète, s'épaissit et se transforme en liquide. Il y a une formation mystérieuse sur Jupiter : une grande tache rouge. Selon les astronomes, il s'agit d'une tempête sans fin qui fait rage dans l'atmosphère de la planète.

JUPITER Jupiter est beaucoup plus éloigné du Soleil que de la Terre. Jupiter accomplit une révolution complète autour du Soleil en 12 ans. Jupiter tourne rapidement sur son axe, effectuant un tour toutes les 9 heures et 55 minutes. Jupiter a une composition similaire à celle du Soleil. Des processus violents se produisent dans l'atmosphère de Jupiter - des vents puissants soufflent et des vortex se forment. Jupiter compte plus de 60 lunes.

Jupiter. Vue depuis la Terre grâce au télescope Jupiter. Image du vaisseau spatial Voyager, 1978. La Grande Tache Rouge et deux des lunes de la planète sont visibles.

SATURNE Saturne est située à une distance d'environ 1 500 000 km du Soleil. La période de révolution autour du Soleil dure environ 30 de nos années. Il se compose principalement de gaz et n’a pas la surface dure à laquelle nous sommes habitués. Saturne est la planète la plus aplatie du système solaire. En plus de ses anneaux, Saturne possède 10 satellites. Le plus célèbre et le plus grand est Titan. C'est le seul satellite du système solaire sur lequel une atmosphère a été découverte.

Saturne Saturne est une boule de gaz géante. Ses anneaux intéressent particulièrement les scientifiques. L'épaisseur des anneaux de Saturne est d'à peine un kilomètre. Ils sont constitués d'innombrables fragments de roches et de glace. Les anneaux de Saturne sont divisés en milliers d'anneaux plus fins.

Saturne est célèbre pour ses anneaux. Cependant, les anneaux ne sont pas toujours visibles depuis la Terre. Tous les 15 ans, ils « disparaissent ». La période la plus proche va de décembre 2008 à janvier 2009.

Voyager, 1981 Titan, la lune de Saturne, possède une atmosphère épaisse. "Huygens", 2004

URANUS Le disque visible d'Uranus semble être de forme régulière avec une prédominance de couleurs bleu verdâtre. Il y a peu de nuages ; la période orbitale complète de la planète est d'environ 84 ans. Comme les autres planètes gazeuses, Uranus possède des anneaux. Ils sont très sombres et constitués de particules solides de différentes tailles. La température moyenne en surface est de -210 degrés.

Uranus est la seule planète du système solaire qui tourne autour du soleil comme si elle était couchée sur le côté. Il est entouré de 11 anneaux minces et de 15 satellites. Dix satellites sont si petits qu'ils n'étaient pas connus jusqu'à ce que la station robotique Voyager 2 s'y envole en 1986.

Uranus. Photo prise par la sonde Voyager. L'axe d'Uranus est fortement incliné par rapport au plan de son orbite. La planète tourne, « couchée sur le côté ». Comme les autres planètes géantes, Uranus est entourée d’un mince anneau de poussière et de petites particules et possède de nombreux satellites.

NEPTUNE Neptune, comme les autres planètes géantes, n'a pas de surface solide. Il y a cinq anneaux autour de la planète : deux brillants et étroits et trois plus faibles. Il accomplit une révolution complète autour du Soleil en près de 165 années terrestres, restant presque toujours à une distance de 4,5 milliards de kilomètres de celui-ci.

Neptune Les vents les plus forts du système solaire soufflent à sa surface et atteignent des vitesses supérieures à 2 000 km/h. Neptune possède 8 satellites au total, mais seulement 2 d'entre eux sont visibles depuis la Terre.

En plus des huit planètes principales, il existe de nombreuses planètes naines en orbite autour du Soleil. Ce sont des corps sphériques plus petits en taille et en masse que la Lune. Collage informatique. Sedna, Quaoar et Pluton sont comparés à la Terre et à la Lune.

Plusieurs milliers d'astéroïdes forment la ceinture d'astéroïdes située entre les orbites de Mars et de Jupiter. Certains astéroïdes pourraient s’approcher de la Terre.

Nous voyons un météore (« étoile filante ») lorsqu’un petit météore brûle dans l’atmosphère. Parfois, la Terre, en mouvement sur orbite, rencontre un essaim de météoroïdes. Puis une « pluie de météores » est observée.

SYSTÈME SOLAIRE
Le soleil et les corps célestes en orbite autour de lui - 9 planètes, plus de 63 satellites, quatre systèmes d'anneaux de planètes géantes, des dizaines de milliers d'astéroïdes, une myriade de météoroïdes allant des rochers aux grains de poussière, ainsi que des millions de des comètes. Dans l’espace qui les sépare, les particules du vent solaire – électrons et protons – se déplacent. L'ensemble du système solaire n'a pas encore été exploré : par exemple, la plupart des planètes et leurs satellites n'ont été que brièvement examinés à partir de leurs trajectoires de vol, un seul hémisphère de Mercure a été photographié et il n'y a pas encore eu d'expédition vers Pluton. Pourtant, de nombreuses données importantes ont déjà été collectées à l’aide de télescopes et de sondes spatiales.
La quasi-totalité de la masse du système solaire (99,87 %) est concentrée dans le Soleil. La taille du Soleil est également nettement plus grande que celle de n'importe quelle planète de son système : même Jupiter, qui est 11 fois plus grande que la Terre, a un rayon 10 fois plus petit que celui du Soleil. Le soleil est une étoile ordinaire qui brille indépendamment en raison de la température élevée de sa surface. Les planètes brillent grâce à la lumière solaire réfléchie (albédo), car elles sont elles-mêmes assez froides. Ils sont situés dans l'ordre suivant à partir du Soleil : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. Les distances dans le système solaire sont généralement mesurées en unités de la distance moyenne de la Terre au Soleil, appelée unité astronomique (1 UA = 149,6 millions de km). Par exemple, la distance moyenne de Pluton au Soleil est de 39 UA, mais elle se déplace parfois jusqu'à 49 UA. On sait que les comètes s'envolent à 50 000 UA. La distance entre la Terre et l'étoile la plus proche, un Centaure, est de 272 000 UA, soit 4,3 années-lumière (c'est-à-dire que la lumière se déplaçant à une vitesse de 299 793 km/s parcourt cette distance en 4,3 années). À titre de comparaison, la lumière se déplace du Soleil à la Terre en 8 minutes et à Pluton en 6 heures.

Les planètes tournent autour du Soleil sur des orbites presque circulaires situées approximativement dans le même plan, dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vues du pôle nord de la Terre. Le plan de l'orbite terrestre (le plan de l'écliptique) se situe proche du plan moyen des orbites des planètes. Par conséquent, les trajectoires visibles des planètes, du Soleil et de la Lune dans le ciel passent près de la ligne de l'écliptique, et elles sont elles-mêmes toujours visibles sur le fond des constellations du zodiaque. Les inclinaisons orbitales sont mesurées à partir du plan de l'écliptique. Les angles d'inclinaison inférieurs à 90° correspondent à un mouvement orbital vers l'avant (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre) et les angles supérieurs à 90° correspondent à un mouvement orbital inverse. Toutes les planètes du système solaire se déplacent vers l’avant ; Pluton a l'inclinaison orbitale la plus élevée (17°). De nombreuses comètes se déplacent dans la direction opposée. Par exemple, l'inclinaison orbitale de la comète de Halley est de 162°. Les orbites de tous les corps du système solaire sont très proches des ellipses. La taille et la forme d'une orbite elliptique sont caractérisées par le demi-grand axe de l'ellipse (la distance moyenne de la planète au Soleil) et l'excentricité, variant de e = 0 pour les orbites circulaires à e = 1 pour les orbites extrêmement allongées. Le point de l’orbite le plus proche du Soleil est appelé périhélie et le point le plus éloigné est appelé aphélie.
voir également ORBITE; SECTIONS CONIQUES. Du point de vue d'un observateur terrestre, les planètes du système solaire sont divisées en deux groupes. Mercure et Vénus, qui sont plus proches du Soleil que la Terre, sont appelées planètes inférieures (intérieures), et les plus éloignées (de Mars à Pluton) sont appelées planètes supérieures (extérieures). Les planètes inférieures ont un angle de distance maximum par rapport au Soleil : 28° pour Mercure et 47° pour Vénus. Lorsqu’une telle planète est la plus éloignée à l’ouest (à l’est) du Soleil, on dit qu’elle se trouve à sa plus grande élongation à l’ouest (à l’est). Lorsqu’une planète inférieure est visible directement devant le Soleil, on dit qu’elle est en conjonction inférieure ; lorsqu'il est directement derrière le Soleil - en conjonction supérieure. Comme la Lune, ces planètes traversent toutes les phases d'illumination solaire pendant la période synodique Ps - le temps pendant lequel la planète revient à position initiale par rapport au Soleil du point de vue d'un observateur terrestre. La véritable période orbitale d’une planète (P) est appelée sidérale. Pour les planètes inférieures, ces périodes sont liées par la relation :
1/Ps = 1/P - 1/Po où Po est la période orbitale de la Terre. Pour les planètes supérieures, une relation similaire prend une forme différente : 1/Ps = 1/Po - 1/P Les planètes supérieures sont caractérisées par une gamme limitée de phases. L'angle de phase maximum (Soleil-planète-Terre) est de 47° pour Mars, 12° pour Jupiter et 6° pour Saturne. Lorsque la planète supérieure est visible derrière le Soleil, elle est en conjonction, et lorsqu'elle est dans la direction opposée au Soleil, elle est en opposition. Une planète observée à une distance angulaire de 90° du Soleil est en quadrature (est ou ouest). La ceinture d'astéroïdes, passant entre les orbites de Mars et de Jupiter, divise le système solaire planétaire en deux groupes. À l'intérieur se trouvent les planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre et Mars), semblables en ce sens qu'il s'agit de petits corps rocheux et assez denses : leurs densités moyennes varient de 3,9 à 5,5 g/cm3. Ils tournent relativement lentement autour de leurs axes, sont dépourvus d'anneaux et possèdent peu de satellites naturels : la Lune terrestre et les Phobos et Deimos martiens. En dehors de la ceinture d'astéroïdes se trouvent les planètes géantes : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Ils se caractérisent par de grands rayons, une faible densité (0,7-1,8 g/cm3) et des atmosphères profondes riches en hydrogène et en hélium. Jupiter, Saturne et peut-être d'autres géantes n'ont pas de surface solide. Ils tournent tous rapidement, possèdent de nombreux satellites et sont entourés d’anneaux. La lointaine petite Pluton et les grands satellites des planètes géantes ressemblent à bien des égards aux planètes telluriques. Les peuples anciens connaissaient des planètes visibles à l'œil nu, c'est-à-dire tous internes et externes jusqu'à Saturne. W. Herschel a découvert Uranus en 1781. Le premier astéroïde a été découvert par G. Piazzi en 1801. En analysant les déviations du mouvement d'Uranus, W. Le Verrier et J. Adams ont théoriquement découvert Neptune ; à l'emplacement calculé, elle a été découverte par I. Galle en 1846. La planète la plus éloignée - Pluton - a été découverte en 1930 par K. Tombaugh à la suite d'une longue recherche d'une planète transneptunienne, organisée par P. Lovell. Les quatre grands satellites de Jupiter ont été découverts par Galilée en 1610. Depuis, grâce à des télescopes et des sondes spatiales, de nombreux satellites ont été découverts à proximité de toutes les planètes extérieures. H. Huygens établit en 1656 que Saturne est entourée d'un anneau. Les anneaux sombres d'Uranus ont été découverts depuis la Terre en 1977 lors de l'observation de l'occultation de l'étoile. Les anneaux rocheux transparents de Jupiter ont été découverts en 1979 par la sonde interplanétaire Voyager 1. Depuis 1983, lors des moments d'occultation des étoiles, des signes d'anneaux inhomogènes autour de Neptune ont été constatés ; en 1989, une image de ces anneaux a été transmise par Voyager 2.
voir également
ASTRONOMIE ET ASTROPHYSIQUE ;
ZODIAQUE ;
SONDE SPATIALE ;
SPHÈRE CÉLESTE.
SOLEIL
Au centre du système solaire se trouve le Soleil - une étoile unique typique avec un rayon d'environ 700 000 km et une masse de 2 * 10 30 kg. La température de la surface visible du Soleil - la photosphère - est d'env. 5 800 K. La densité du gaz dans la photosphère est des milliers de fois inférieure à la densité de l’air à la surface de la Terre. À l'intérieur du Soleil, la température, la densité et la pression augmentent avec la profondeur, atteignant au centre respectivement 16 millions de K, 160 g/cm3 et 3,5 * 10 11 bar (la pression de l'air dans la pièce est d'environ 1 bar). Sous l'influence de la température élevée au cœur du Soleil, l'hydrogène se transforme en hélium, libérant une grande quantité de chaleur ; cela empêche le Soleil d'être comprimé par la force propre force la gravité. L'énergie libérée dans le noyau quitte le Soleil principalement sous forme de rayonnement de la photosphère d'une puissance de 3,86 * 10 26 W. Le Soleil émet avec une telle intensité depuis 4,6 milliards d’années, ayant converti pendant cette période 4 % de son hydrogène en hélium ; tandis que 0,03 % de la masse du Soleil était convertie en énergie. Les modèles d'évolution stellaire indiquent que le Soleil est désormais au milieu de sa vie (voir aussi Fusion NUCLÉAIRE). Pour déterminer l’abondance de divers éléments chimiques dans le Soleil, les astronomes étudient les raies d’absorption et d’émission dans le spectre de la lumière solaire. Les lignes d'absorption sont des espaces sombres dans le spectre, indiquant l'absence de photons d'une fréquence donnée absorbés par un certain élément chimique . Les raies d'émission, ou raies d'émission, sont les parties les plus brillantes du spectre qui indiquent un excès de photons émis par un élément chimique. La fréquence (longueur d'onde) d'une raie spectrale indique quel atome ou quelle molécule est responsable de son apparition ; le contraste de la ligne indique la quantité de substance émettant ou absorbant la lumière ; la largeur de la ligne permet de juger de sa température et de sa pression. L'étude de la fine photosphère (500 km) du Soleil permet d'évaluer la composition chimique de son intérieur, puisque les régions extérieures du Soleil sont bien mélangées par convection, les spectres du Soleil sont de grande qualité et les processus physiques qui en sont responsables sont tout à fait compréhensibles. Il convient toutefois de noter que seule la moitié des raies du spectre solaire ont été identifiées jusqu’à présent. La composition du Soleil est dominée par l'hydrogène. En deuxième position vient l'hélium, dont le nom (« helios » en grec signifie « Soleil ») rappelle qu'il a été découvert spectroscopiquement sur le Soleil plus tôt (1899) que sur Terre. L'hélium étant un gaz inerte, il est extrêmement réticent à réagir avec d'autres atomes et se manifeste également à contrecœur dans le spectre optique du Soleil - avec une seule raie, bien que de nombreux éléments moins abondants soient représentés dans le spectre du Soleil par de nombreuses raies. . Voici la composition de la substance « solaire » : pour 1 million d'atomes d'hydrogène, il y a 98 000 atomes d'hélium, 851 d'oxygène, 398 de carbone, 123 de néon, 100 d'azote, 47 de fer, 38 de magnésium, 35 de silicium, 16 de soufre, 4 d'argon, 3 aluminium, 2 atomes de nickel, sodium et calcium, ainsi qu'un peu de tous les autres éléments. Ainsi, en masse, le Soleil est composé d'environ 71 % d'hydrogène et 28 % d'hélium ; les éléments restants représentent un peu plus de 1 %. Du point de vue de la science planétaire, il convient de noter que certains objets du système solaire ont presque la même composition que le Soleil (voir la section sur les météorites ci-dessous). Tout comme les événements météorologiques modifient l’apparence des atmosphères planétaires, l’apparence de la surface solaire change également au fil du temps, allant de quelques heures à plusieurs décennies. Cependant, il existe une différence importante entre l’atmosphère des planètes et celle du Soleil, à savoir que le mouvement des gaz dans le Soleil est contrôlé par son puissant champ magnétique. Les taches solaires sont les zones de la surface de l'étoile où le champ magnétique vertical est si puissant (200 à 3 000 Gauss) qu'il empêche le mouvement horizontal du gaz et supprime ainsi la convection. En conséquence, la température dans cette région baisse d'environ 1 000 K et une partie centrale sombre de la tache apparaît - «l'ombre», entourée d'une région de transition plus chaude - la «pénombre». La taille d'une tache solaire typique est légèrement supérieure au diamètre de la Terre ; Ce spot existe depuis plusieurs semaines. Le nombre de taches solaires augmente et diminue avec une durée de cycle de 7 à 17 ans, avec une moyenne de 11,1 ans. En règle générale, plus il y a de taches dans un cycle, plus le cycle lui-même est court. La direction de la polarité magnétique des taches solaires change à l'opposé d'un cycle à l'autre, de sorte que le véritable cycle d'activité des taches solaires du Soleil est de 22,2 ans. Au début de chaque cycle, les premières taches apparaissent aux hautes latitudes, env. 40°, et progressivement leur zone de naissance se déplace vers l'équateur jusqu'à une latitude d'env. 5°. voir égalementÉTOILES ; SOLEIL . Les fluctuations de l'activité du Soleil n'ont pratiquement aucun effet sur la puissance totale de son rayonnement (si celle-ci changeait de seulement 1 %, cela entraînerait de graves changements dans le climat de la Terre). De nombreuses tentatives ont été faites pour établir un lien entre les cycles des taches solaires et le climat de la Terre. L'événement le plus remarquable en ce sens est le « minimum de Maunder » : à partir de 1645, il n'y avait presque plus de taches solaires sur le Soleil pendant 70 ans, et en même temps la Terre connaissait le petit âge glaciaire. Il n'est toujours pas clair si c'était fait incroyable simple coïncidence ou cela indique-t-il une relation causale.
voir également
CLIMAT ;
MÉTÉOROLOGIE ET CLIMATOLOGIE. Il y a 5 énormes boules d'hydrogène et d'hélium en rotation dans le système solaire : le Soleil, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Dans les profondeurs de ces corps célestes géants, inaccessibles à une étude directe, se concentre presque toute la matière du système solaire. L'intérieur de la Terre nous est également inaccessible, mais en mesurant le temps de propagation des ondes sismiques (vibrations sonores à ondes longues) excitées dans le corps de la planète par les tremblements de terre, les sismologues ont dressé une carte détaillée de l'intérieur de la Terre : ils ont appris les dimensions et densités du noyau terrestre et de son manteau, et a également obtenu des images tridimensionnelles grâce à la tomographie sismique, des images des plaques mobiles de sa croûte. Des méthodes similaires peuvent être appliquées au Soleil, car il y a des ondes à sa surface avec une période d'env. 5 minutes, provoquées par de nombreuses vibrations sismiques se propageant dans ses profondeurs. L'héliosismologie étudie ces processus. Contrairement aux tremblements de terre, qui produisent de courtes rafales d'ondes, la convection énergétique à l'intérieur du Soleil crée un bruit sismique constant. Les héliosismologues ont découvert que sous la zone convective, qui occupe les 14 % extérieurs du rayon du Soleil, la matière tourne de manière synchrone avec une période de 27 jours (on ne sait encore rien de la rotation du noyau solaire). Plus haut, dans la zone convective elle-même, la rotation ne se produit de manière synchrone que le long de cônes d'égale latitude et plus on s'éloigne de l'équateur, plus elle est lente : les régions équatoriales tournent avec une période de 25 jours (en avance sur la rotation moyenne du Soleil), et les régions polaires régions avec un délai de 36 jours (en retard par rapport à la rotation moyenne) . Les récentes tentatives visant à appliquer des méthodes sismologiques aux planètes géantes gazeuses ont échoué car les instruments ne sont pas encore capables de détecter les vibrations qui en résultent. Au-dessus de la photosphère du Soleil se trouve une fine couche d’atmosphère chaude qui ne peut être vue que lors de rares instants d’éclipses solaires. Il s'agit d'une chromosphère de plusieurs milliers de kilomètres d'épaisseur, ainsi nommée pour sa couleur rouge due à la raie d'émission de l'hydrogène Ha. La température double presque de la photosphère aux couches supérieures de la chromosphère, d'où, pour des raisons qui ne sont pas tout à fait claires, l'énergie quittant le Soleil est libérée sous forme de chaleur. Au-dessus de la chromosphère, le gaz est chauffé jusqu'à 1 million de K. Cette région, appelée couronne, s'étend sur environ 1 rayon solaire. La densité du gaz dans la couronne est très faible, mais la température est si élevée que la couronne est une puissante source de rayons X. Parfois, des formations géantes apparaissent dans l’atmosphère du Soleil – des proéminences éruptives. Ils ressemblent à des arcs s’élevant de la photosphère jusqu’à une hauteur pouvant atteindre la moitié du rayon solaire. Les observations indiquent clairement que la forme des protubérances est déterminée par les lignes de champ magnétique. Un autre phénomène intéressant et extrêmement actif sont les éruptions solaires, de puissantes explosions d'énergie et de particules qui durent jusqu'à deux heures. Le flux de photons généré par une telle éruption solaire atteint la Terre à la vitesse de la lumière en 8 minutes, et le flux d'électrons et de protons - en plusieurs jours. Les éruptions solaires se produisent dans des endroits où il y a un changement brusque de direction du champ magnétique, provoqué par le mouvement de la matière dans les taches solaires. Le maximum d’activité des éruptions solaires se produit généralement un an avant le maximum du cycle des taches solaires. Une telle prévisibilité est très importante, car un barrage de particules chargées généré par une puissante éruption solaire peut endommager même les réseaux de communication et d’énergie au sol, sans parler des astronautes et de la technologie spatiale.

PROMINENCES SOLAIRES observées dans la raie d'émission d'hélium (longueur d'onde 304) depuis la station spatiale Skylab.

Il y a un flux constant de particules chargées de la couronne de plasma du Soleil, appelée vent solaire. Son existence était soupçonnée avant même le début des vols spatiaux, car on remarquait comment quelque chose « emportait » les queues cométaires. Le vent solaire comporte trois composantes : un flux à grande vitesse (plus de 600 km/s), un flux à faible vitesse et des flux non stationnaires provenant des éruptions solaires. Des images aux rayons X du Soleil ont montré que d'immenses « trous » – des zones de faible densité – se forment régulièrement dans la couronne. Ces trous coronaux sont la principale source de vent solaire à grande vitesse. Dans la région de l'orbite terrestre, la vitesse typique du vent solaire est d'environ 500 km/s et la densité est d'environ 10 particules (électrons et protons) pour 1 cm3. Le flux du vent solaire interagit avec les magnétosphères des planètes et les queues des comètes, affectant considérablement leur forme et les processus qui s'y déroulent.
voir également
GÉOMAGNETISME ;
;
COMÈTE. Sous la pression du vent solaire, une caverne géante – l’héliosphère – s’est formée dans le milieu interstellaire autour du Soleil. À sa limite – l’héliopause – devrait se produire une onde de choc dans laquelle le vent solaire et le gaz interstellaire entrent en collision et deviennent plus denses, exerçant une pression égale l’un sur l’autre. Quatre sondes spatiales approchent désormais de l'héliopause : Pioneer 10 et 11, Voyager 1 et 2. Aucun d'entre eux ne l'a rencontrée à une distance de 75 UA. du soleil. C'est une course contre la montre dramatique : Pioneer 10 a cessé de fonctionner en 1998, et les autres tentent d'atteindre l'héliopause avant que leurs batteries ne soient épuisées. À en juger par les calculs, Voyager 1 vole exactement dans la direction d'où souffle le vent interstellaire et sera donc le premier à atteindre l'héliopause.
PLANÈTES : DESCRIPTION
Mercure. Il est difficile d'observer Mercure au télescope depuis la Terre : elle ne s'éloigne pas du Soleil sous un angle supérieur à 28°. Il a été étudié à l'aide d'un radar depuis la Terre et la sonde interplanétaire Mariner 10 a photographié la moitié de sa surface. Mercure tourne autour du Soleil tous les 88 jours terrestres sur une orbite plutôt allongée avec une distance du Soleil au périhélie de 0,31 UA. et à l'aphélie 0,47 au. Il tourne autour de son axe avec une période de 58,6 jours, exactement égale aux 2/3 de la période orbitale, donc chaque point de sa surface ne se tourne vers le Soleil qu'une fois tous les 2 années Mercure, soit journée ensoleilléeça fait 2 ans que ça dure ! Parmi les grandes planètes, seule Pluton est plus petite que Mercure. Mais en termes de densité moyenne, Mercure occupe la deuxième place après la Terre. Elle possède probablement un gros noyau métallique, représentant 75 % du rayon de la planète (pour la Terre, il occupe 50 % du rayon). La surface de Mercure est semblable à celle de la Lune : sombre, complètement sèche et couverte de cratères. La réflectance moyenne de la lumière (albédo) de la surface de Mercure est d'environ 10 %, soit à peu près la même que celle de la Lune. Probablement, sa surface est également recouverte de régolithe – un matériau concassé fritté. La plus grande formation d'impact sur Mercure est le bassin de Caloris, d'une taille de 2 000 km, ressemblant à mers lunaires. Cependant, contrairement à la Lune, Mercure possède des structures particulières - des rebords s'étendant sur des centaines de kilomètres et atteignant plusieurs kilomètres de haut. Peut-être se sont-ils formés à la suite de la compression de la planète lors du refroidissement de son grand noyau métallique ou sous l’influence de puissantes marées solaires. La température à la surface de la planète pendant la journée est d'environ 700 K et la nuit d'environ 100 K. Selon les données radar, la glace peut se trouver au fond des cratères polaires dans des conditions d'obscurité et de froid éternels. Mercure n'a pratiquement pas d'atmosphère - seulement une coquille d'hélium extrêmement raréfiée avec la densité de l'atmosphère terrestre à une altitude de 200 km. L'hélium se forme probablement lors de la désintégration d'éléments radioactifs dans les entrailles de la planète. Mercure a un faible champ magnétique et aucun satellite.
Vénus. Il s'agit de la deuxième planète après le Soleil et la plus proche de la Terre - « l'étoile » la plus brillante de notre ciel ; parfois, il est visible même pendant la journée. Vénus est similaire à la Terre à bien des égards : sa taille et sa densité ne sont que de 5 % inférieures à celles de la Terre ; probablement l'intérieur de Vénus est semblable à celui de la terre. La surface de Vénus est toujours recouverte d'une épaisse couche de nuages blanc jaunâtre, mais elle a été étudiée de manière assez détaillée à l'aide d'un radar. Vénus tourne autour de son axe dans le sens opposé (dans le sens des aiguilles d'une montre vu du pôle nord) avec une période de 243 jours terrestres. Sa période orbitale est de 225 jours ; par conséquent, un jour vénusien (du lever du soleil au lever du soleil suivant) dure 116 jours terrestres.
voir également ASTRONOMIE RADAR.

VÉNUS. L'image ultraviolette prise par la station interplanétaire Pioneer Venus montre l'atmosphère de la planète densément remplie de nuages, plus clairs dans les régions polaires (en haut et en bas de l'image).

L'atmosphère de Vénus est principalement composée de dioxyde de carbone (CO2), avec de petites quantités d'azote (N2) et de vapeur d'eau (H2O). L'acide chlorhydrique (HCl) et l'acide fluorhydrique (HF) ont été trouvés comme impuretés mineures. La pression en surface est de 90 bars (comme dans les mers sur Terre à 900 m de profondeur) ; la température est d'environ 750 K sur toute la surface, de jour comme de nuit. La raison d'une température aussi élevée près de la surface de Vénus est qu'on ne l'appelle pas avec précision « effet de serre » : les rayons du soleil traversent relativement facilement les nuages de son atmosphère et chauffent la surface de la planète, mais l'infrarouge thermique le rayonnement de la surface elle-même ressort à travers l’atmosphère et retourne dans l’espace avec de grandes difficultés. Les nuages de Vénus sont constitués de gouttelettes microscopiques d’acide sulfurique concentré (H2SO4). La couche supérieure des nuages se trouve à 90 km de la surface, la température y est d'env. 200K ; couche inférieure - à 30 km, température env. 430 K. Encore plus bas, il fait si chaud qu'il n'y a pas de nuages. Bien entendu, il n’y a pas d’eau liquide à la surface de Vénus. L'atmosphère de Vénus au niveau de la couche nuageuse supérieure tourne dans le même sens que la surface de la planète, mais beaucoup plus vite, effectuant une révolution en 4 jours ; ce phénomène est appelé superrotation et aucune explication n’a encore été trouvée. Des stations automatiques sont descendues du côté jour et nuit de Vénus. Pendant la journée, la surface de la planète est éclairée par une lumière solaire diffuse avec à peu près la même intensité que par temps nuageux sur Terre. De nombreux éclairs ont été observés sur Vénus la nuit. La station Vénus a transmis des images de petites zones des sites d'atterrissage où un sol rocheux était visible. De manière générale, la topographie de Vénus a été étudiée à partir d'images radar transmises par les orbiteurs Pioneer-Venera (1979), Venera-15 et -16 (1983) et Magellan (1990). Les plus belles formations sur les meilleures d'entre elles mesurent environ 100 m. Contrairement à la Terre, Vénus n'a pas de plaques continentales clairement définies, mais plusieurs sommets globaux sont notés, comme la terre d'Ishtar de la taille de l'Australie. Il existe de nombreux cratères de météorites et dômes volcaniques à la surface de Vénus. Apparemment, la croûte de Vénus est mince, de sorte que la lave en fusion se rapproche de la surface et s'y déverse facilement après la chute des météorites. Puisqu’il n’y a ni pluie ni vent fort à la surface de Vénus, l’érosion de surface se produit très lentement et les structures géologiques restent visibles depuis l’espace pendant des centaines de millions d’années. On sait peu de choses sur la structure interne de Vénus. Il possède probablement un noyau métallique occupant 50 % du rayon. Mais la planète ne possède pas de champ magnétique en raison de sa rotation très lente. Vénus n'a pas non plus de satellites.
Terre. Notre planète est la seule où la majeure partie de sa surface (75 %) est recouverte d'eau liquide. La Terre est une planète active et peut-être la seule dont le renouvellement de la surface est dû aux processus de tectonique des plaques, se manifestant par des crêtes médio-océaniques, des arcs insulaires et des ceintures de montagnes plissées. La répartition des hauteurs de la surface solide de la Terre est bimodale : le niveau moyen du fond océanique se situe à 3 900 m sous le niveau de la mer, et les continents s'élèvent en moyenne à 860 m au-dessus (voir aussi TERRE). Les données sismiques indiquent la structure suivante de l'intérieur de la Terre : croûte (30 km), manteau (jusqu'à 2900 km de profondeur), noyau métallique. Une partie du noyau est fondue ; là, le champ magnétique terrestre est généré, qui piège les particules chargées du vent solaire (protons et électrons) et forme deux régions toroïdales autour de la Terre qui en sont remplies - des ceintures de rayonnement (ceintures de Van Allen), localisées à des altitudes de 4 000 et 17 000 km. de la surface de la Terre.
voir également GÉOLOGIE; GÉOMAGNETISME.
L'atmosphère terrestre est composée à 78 % d'azote et à 21 % d'oxygène ; c'est le résultat d'une longue évolution sous l'influence de processus géologiques, chimiques et biologiques. Il est possible que l'atmosphère primordiale de la Terre soit riche en hydrogène, qui s'est ensuite échappé. Le dégazage du sous-sol a rempli l’atmosphère de dioxyde de carbone et de vapeur d’eau. Mais la vapeur s’est condensée dans les océans et le dioxyde de carbone est resté piégé dans les roches carbonatées. (Curieusement, si tout le CO2 remplissait l'atmosphère sous forme de gaz, la pression serait de 90 bars, comme sur Vénus. Et si toute l'eau s'évaporait, la pression serait de 257 bars !). Ainsi, l'azote est resté dans l'atmosphère et l'oxygène est apparu progressivement en raison de l'activité vitale de la biosphère. Il y a encore 600 millions d'années, la teneur en oxygène de l'air était 100 fois inférieure à ce qu'elle est aujourd'hui (voir aussi ATMOSPHÈRE ; OCÉAN). Certains éléments indiquent que le climat de la Terre change à des échelles courtes (10 000 ans) et longues (100 millions d'années). La raison en est peut-être des changements dans le mouvement orbital de la Terre, l'inclinaison de l'axe de rotation et la fréquence des éruptions volcaniques. Des fluctuations de l'intensité du rayonnement solaire ne peuvent être exclues. À notre époque, le climat est également influencé par l’activité humaine : émissions de gaz et de poussières dans l’atmosphère.
voir également
DES PRÉCIPITATIONS ACIDES;
LA POLLUTION DE L'AIR ;
POLLUTION DE L'EAU ;
DÉGRADATION DE L'ENVIRONNEMENT.
La Terre possède un satellite, la Lune, dont l'origine n'a pas encore été résolue.

TERRE ET LUNE de la sonde spatiale Lunar Orbiter.

Lune. L'un des plus gros satellites, la Lune occupe la deuxième place après Charon (un satellite de Pluton) en termes de rapport de masse du satellite et de la planète. Son rayon est de 3,7 et sa masse est 81 fois inférieure à celle de la Terre. La densité moyenne de la Lune est de 3,34 g/cm3, ce qui indique qu'elle ne possède pas de noyau métallique significatif. La force de gravité sur la surface lunaire est 6 fois inférieure à celle de la Terre. La Lune tourne autour de la Terre avec une excentricité de 0,055. L'inclinaison du plan de son orbite par rapport au plan de l'équateur terrestre varie de 18,3° à 28,6°, et par rapport à l'écliptique - de 4°59º à 5°19º. La rotation quotidienne et la révolution orbitale de la Lune sont synchronisées, nous ne voyons donc toujours qu'un seul de ses hémisphères. Certes, un léger balancement (librations) de la Lune permet de voir environ 60 % de sa surface en un mois. La principale raison des librations est que la rotation quotidienne de la Lune se produit à une vitesse constante et que la révolution orbitale est variable (en raison de l'excentricité de l'orbite). Les zones de la surface lunaire ont longtemps été classiquement divisées en « marines » et « continentales ». La surface des mers semble plus sombre, est plus basse et est beaucoup moins souvent recouverte de cratères de météorites que la surface continentale. Les mers sont remplies de laves basaltiques et les continents sont composés de roches anorthositiques riches en feldspaths. À en juger par le grand nombre de cratères, les surfaces continentales sont bien plus anciennes que les surfaces marines. Un bombardement intense de météorites a finement écrasé la couche supérieure de la croûte lunaire et a transformé les quelques mètres extérieurs en une poudre appelée régolithe. Les astronautes et les sondes robotiques ont ramené des échantillons de roche et de régolithe de la Lune. L'analyse a montré que l'âge de la surface de la mer est d'environ 4 milliards d'années. Par conséquent, la période d’intense bombardement de météorites se produit au cours des 0,5 milliards d’années suivant la formation de la Lune, il y a 4,6 milliards d’années. Ensuite, la fréquence des chutes de météorites et de la formation des cratères est restée pratiquement inchangée et représente toujours un cratère d'un diamètre de 1 km tous les 105 ans.
voir également EXPLORATION ET UTILISATION DE L'ESPACE.
Les roches lunaires sont pauvres en éléments volatils (H2O, Na, K…) et en fer, mais riches en éléments réfractaires (Ti, Ca…). Ce n'est qu'au fond des cratères polaires lunaires que l'on peut trouver des dépôts de glace, comme sur Mercure. La Lune n'a pratiquement pas d'atmosphère et rien ne prouve que le sol lunaire ait jamais été exposé à de l'eau liquide. Il ne contient pas non plus de substances organiques - seulement des traces de chondrites carbonées fournies avec les météorites. Le manque d'eau et d'air, ainsi que les fortes fluctuations de la température de surface (390 K le jour et 120 K la nuit) rendent la Lune inhabitable. Les sismomètres livrés sur la Lune ont permis d'en apprendre davantage sur l'intérieur lunaire. De faibles « tremblements de lune » s'y produisent souvent, probablement liés à l'influence des marées de la Terre. La Lune est assez homogène, possède un petit noyau dense et une croûte d'environ 65 km d'épaisseur constituée de matériaux plus légers, les 10 km supérieurs de la croûte ayant été écrasés par des météorites il y a 4 milliards d'années. De grands bassins d'impact sont répartis uniformément sur la surface lunaire, mais l'épaisseur de la croûte sur la face visible de la Lune est moindre, donc 70 % de la surface de la mer y est concentrée. L'histoire de la surface lunaire est généralement connue : après la fin du bombardement intensif de météorites il y a 4 milliards d'années, pendant environ 1 milliard d'années, le sous-sol était assez chaud et la lave basaltique s'est déversée dans les mers. Ensuite, seule une rare chute de météorites a changé la face de notre satellite. Mais l’origine de la Lune fait encore débat. Il pourrait se former tout seul puis être capturé par la Terre ; aurait pu se former avec la Terre comme satellite ; aurait finalement pu se séparer de la Terre pendant la période de formation. La deuxième possibilité était récemment populaire, mais ces dernières années, l'hypothèse de la formation de la Lune à partir de matière éjectée par la proto-Terre lors d'une collision avec un grand corps céleste a été sérieusement envisagée. Malgré l'incertitude quant à l'origine du système Terre-Lune, leur évolution ultérieure peut être retracée de manière assez fiable. L'interaction des marées affecte de manière significative le mouvement des corps célestes : la rotation quotidienne de la Lune s'est pratiquement arrêtée (sa période est égale à celle orbitale) et la rotation de la Terre ralentit, transférant son moment cinétique au mouvement orbital du Lune, qui s'éloigne ainsi de la Terre d'environ 3 cm par an. Cela s'arrêtera lorsque la rotation de la Terre s'alignera sur celle de la Lune. Alors la Terre et la Lune seront constamment tournées l'une vers l'autre du même côté (comme Pluton et Charon), et leur jour et leur mois seront égaux à 47 jours courants ; dans le même temps, la Lune s'éloignera de nous 1,4 fois. Il est vrai que cette situation ne durera pas éternellement, car les marées solaires ne cesseront d’influencer la rotation de la Terre. voir également
LUNE ;
ORIGINE ET HISTOIRE DE LA LUNE ;
Flux et reflux.
Mars. Mars est similaire à la Terre, mais fait presque la moitié de sa taille et a une densité moyenne légèrement inférieure. La période de rotation quotidienne (24 heures 37 minutes) et l'inclinaison de l'axe (24°) ne diffèrent pratiquement pas de celles de la Terre. Pour un observateur sur Terre, Mars apparaît comme une étoile rougeâtre dont la luminosité change sensiblement ; elle est maximale lors des périodes d'affrontement qui se reproduisent après un peu plus de deux ans (par exemple en avril 1999 et juin 2001). Mars est particulièrement proche et brillant pendant les périodes de grandes oppositions, qui se produisent si elle passe près du périhélie au moment de l'opposition ; cela se produit tous les 15 à 17 ans (le plus proche étant en août 2003). Un télescope sur Mars révèle des zones orange vif et des zones plus sombres qui changent de ton selon la saison. Il y a des calottes de neige d'un blanc éclatant aux pôles. La couleur rougeâtre de la planète est associée à une grande quantité d’oxydes de fer (rouille) présente dans son sol. La composition des zones sombres ressemble probablement aux basaltes terrestres, tandis que les zones claires sont composées de matériaux fins.

SURFACE DE MARS près du bloc d'atterrissage Viking 1. Les gros fragments de pierre mesurent environ 30 cm.

La plupart de nos connaissances sur Mars sont obtenues grâce à des stations automatiques. Les plus efficaces furent deux orbiteurs et deux véhicules d'atterrissage de l'expédition Viking, qui se posèrent sur Mars les 20 juillet et 3 septembre 1976 dans les régions de Chrys (22° N, 48° O) et d'Utopia (48° N). , 226° W), Viking 1 étant opérationnel jusqu'en novembre 1982. Tous deux atterrissent dans des zones de lumière classique et se retrouvent dans un désert de sable rougeâtre parsemé de pierres sombres. Le 4 juillet 1997, la sonde Mars Pathfinder (États-Unis) pénétrait dans la vallée d'Ares (19° N, 34° W), le premier véhicule automoteur automatique à découvrir des roches mixtes et, éventuellement, des galets broyés par l'eau et mélangés à du sable. et de l'argile. , indiquant de forts changements dans le climat martien et la présence de grandes quantités d'eau dans le passé. La fine atmosphère de Mars est composée à 95 % de dioxyde de carbone et à 3 % d'azote. La vapeur d'eau, l'oxygène et l'argon sont présents en petites quantités. La pression moyenne à la surface est de 6 mbar (soit 0,6 % de celle de la Terre). À une pression aussi basse, il ne peut y avoir d’eau liquide. La température quotidienne moyenne est de 240 K et le maximum en été à l'équateur atteint 290 K. Les fluctuations de température quotidiennes sont d'environ 100 K. Ainsi, le climat de Mars est un climat de désert de haute montagne froid et déshydraté. En hiver, dans les hautes latitudes de Mars, les températures descendent en dessous de 150 K et le dioxyde de carbone (CO2) atmosphérique gèle et tombe à la surface sous forme de neige blanche, formant la calotte polaire. La condensation et la sublimation périodiques des calottes polaires provoquent des fluctuations saisonnières de la pression atmosphérique de 30 %. À la fin de l'hiver, la limite de la calotte polaire descend à 45°-50° de latitude, et en été il n'en reste qu'une petite zone (300 km de diamètre à pôle Sud et 1000 km près de celle du nord), probablement constituée de glace d'eau dont l'épaisseur peut atteindre 1 à 2 km. Parfois, des vents forts soufflent sur Mars, soulevant des nuages de sable fin dans les airs. Des tempêtes de poussière particulièrement puissantes se produisent à la fin du printemps dans l’hémisphère sud, lorsque Mars traverse le périhélie de son orbite et que la chaleur solaire est particulièrement élevée. Pendant des semaines, voire des mois, l'atmosphère devient opaque de poussière jaune. Les orbiteurs Viking ont transmis des images de puissantes dunes de sable au fond grands cratères. Les dépôts de poussière modifient tellement l'apparence de la surface martienne d'une saison à l'autre qu'ils sont visibles même depuis la Terre lorsqu'ils sont observés au télescope. Dans le passé, ces changements saisonniers dans la couleur de la surface étaient considérés par certains astronomes comme un signe de végétation sur Mars. La géologie de Mars est très diversifiée. De vastes zones de l'hémisphère sud sont couvertes d'anciens cratères, vestiges de l'époque des bombardements de météorites anciens (il y a 4 milliards d'années). Une grande partie de l’hémisphère nord est recouverte de coulées de lave plus jeunes. La colline de Tharsis (10° N, 110° W) est particulièrement intéressante, sur laquelle se trouvent plusieurs montagnes volcaniques géantes. Le plus haut d'entre eux, le mont Olympe, a un diamètre à la base de 600 km et une hauteur de 25 km. Bien qu'il n'y ait actuellement aucun signe d'activité volcanique, l'âge des coulées de lave ne dépasse pas 100 millions d'années, ce qui est petit comparé à l'âge de la planète, qui est de 4,6 milliards d'années.

Bien que d'anciens volcans indiquent une activité autrefois puissante à l'intérieur de Mars, il n'y a aucun signe de tectonique des plaques : il n'y a pas de ceintures de montagnes plissées ou d'autres indicateurs de compression crustale. Cependant, il existe de puissantes failles de rift, dont la plus grande - Valles Marineris - s'étend de Tharsis à l'est sur 4 000 km avec une largeur maximale de 700 km et une profondeur de 6 km. L’une des découvertes géologiques les plus intéressantes réalisées à partir d’images de vaisseaux spatiaux concerne des vallées sinueuses et ramifiées de plusieurs centaines de kilomètres de long, rappelant les lits de rivières asséchés sur Terre. Cela suggère un climat plus favorable dans le passé, lorsque les températures et les pressions étaient peut-être plus élevées et que les rivières coulaient à la surface de Mars. Il est vrai que l’emplacement des vallées dans les régions méridionales fortement cratérisées de Mars indique qu’il y avait des rivières sur Mars il y a très longtemps, probablement au cours des 0,5 premiers milliards d’années de son évolution. L’eau se trouve désormais à la surface sous forme de glace sur les calottes polaires, et peut-être sous la surface sous la forme d’une couche de pergélisol. La structure interne de Mars est peu étudiée. Sa faible densité moyenne indique l'absence de noyau métallique significatif ; en tout cas, il n'est pas fondu, ce qui résulte de l'absence de champ magnétique sur Mars. Le sismomètre du bloc d'atterrissage de l'appareil Viking-2 n'a pas enregistré l'activité sismique de la planète pendant 2 ans de fonctionnement (le sismomètre de Viking-1 n'a pas fonctionné). Mars possède deux petits satellites : Phobos et Deimos. Tous deux sont de forme irrégulière, recouverts de cratères de météorites et sont probablement des astéroïdes capturés par la planète dans un passé lointain. Phobos orbite autour de la planète sur une orbite très basse et continue de s'approcher de Mars sous l'influence des marées ; elle sera ensuite détruite par la gravité de la planète.
Jupiter. La plus grande planète du système solaire, Jupiter, est 11 fois plus grande que la Terre et 318 fois plus massive. Sa faible densité moyenne (1,3 g/cm3) indique une composition proche de celle du soleil : principalement de l'hydrogène et de l'hélium. La rotation rapide de Jupiter autour de son axe provoque sa compression polaire de 6,4 %. Un télescope sur Jupiter révèle des bandes nuageuses parallèles à l'équateur ; les zones claires y sont entrecoupées de ceintures rougeâtres. Il est probable que les zones lumineuses soient des zones de courants ascendants où les sommets des nuages d'ammoniac sont visibles ; les ceintures rougeâtres sont associées à des courants descendants, dont la couleur vive est déterminée par l'hydrogénosulfate d'ammonium, ainsi que par des composés de phosphore rouge, de soufre et de polymères organiques. Outre l’hydrogène et l’hélium, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 et GeH4 ont été détectés spectroscopiquement dans l’atmosphère de Jupiter. La température au sommet des nuages d’ammoniac est de 125 K, mais avec la profondeur elle augmente de 2,5 K/km. À une profondeur de 60 km, il devrait y avoir une couche de nuages d'eau. Les vitesses de déplacement des nuages dans les zones et dans les zones voisines diffèrent considérablement : par exemple, dans la ceinture équatoriale, les nuages se déplacent vers l'est 100 m/s plus vite que dans les zones voisines. La différence de vitesse provoque de fortes turbulences aux limites des zones et des ceintures, ce qui rend leur forme très complexe. Les taches ovales en rotation en sont une manifestation, dont la plus grande, la Grande Tache Rouge, a été découverte il y a plus de 300 ans par Cassini. Cet endroit (25 000 à 15 000 km) est plus grand que le disque terrestre ; il a une structure cyclonique en spirale et fait un tour autour de son axe en 6 jours. Les taches restantes sont plus petites et, pour une raison quelconque, toutes blanches.

Jupiter n'a pas de surface solide. La couche supérieure de la planète, qui s'étend sur 25 % du rayon, est constituée d'hydrogène liquide et d'hélium. En dessous, là où la pression dépasse 3 millions de bars et la température dépasse 10 000 K, l'hydrogène passe à l'état métallique. Peut-être qu'il existe près du centre de la planète un noyau liquide composé d'éléments plus lourds d'une masse totale de l'ordre de 10 masses terrestres. Au centre, la pression est d'environ 100 millions de bars et la température est de 20 à 30 000 K. L'intérieur métallique liquide et la rotation rapide de la planète ont provoqué son puissant champ magnétique, 15 fois plus puissant que celui de la Terre. L'immense magnétosphère de Jupiter, avec ses puissantes ceintures de rayonnement, s'étend au-delà des orbites de ses quatre grandes lunes. La température au centre de Jupiter a toujours été inférieure à celle nécessaire aux réactions thermonucléaires. Mais réserves internes La chaleur de Jupiter qui reste de l'ère de formation est grande. Même aujourd’hui, 4,6 milliards d’années plus tard, il émet à peu près la même quantité de chaleur qu’il en reçoit du Soleil ; au cours du premier million d’années de l’évolution, la puissance de rayonnement de Jupiter était 104 fois supérieure. Puisque c'est l'époque de la formation des grands satellites de la planète, il n'est pas surprenant que leur composition dépende de la distance à Jupiter : les deux plus proches - Io et Europe - ont une densité assez élevée (3,5 et 3,0 g/cm3 ), et les plus lointaines - Ganymède et Callisto - contiennent beaucoup de glace d'eau et sont donc moins denses (1,9 et 1,8 g/cm3).
Satellites. Jupiter a au moins 16 satellites et un anneau faible : il se trouve à 53 000 km de la couche supérieure des nuages, a une largeur de 6 000 km et est apparemment constitué de petites particules solides très sombres. Les quatre plus grandes lunes de Jupiter sont appelées Galiléennes car elles ont été découvertes par Galilée en 1610 ; indépendamment de lui, la même année, ils furent découverts par l'astronome allemand Marius, qui leur donna leurs noms actuels - Io, Europe, Ganymède et Callisto. Le plus petit des satellites, Europe, est légèrement plus petit que la Lune et Ganymède est plus grand que Mercure. Tous sont visibles aux jumelles.

À la surface d'Io, les Voyageurs ont découvert plusieurs volcans actifs qui éjectent de la matière à des centaines de kilomètres vers le haut. La surface d'Io est recouverte de dépôts de soufre rougeâtre et de taches claires de dioxyde de soufre - produits d'éruptions volcaniques. En tant que gaz, le dioxyde de soufre forme l'atmosphère extrêmement mince d'Io. L'énergie de l'activité volcanique provient de l'influence des marées de la planète sur le satellite. L'orbite d'Io traverse les ceintures de rayonnement de Jupiter et il est établi depuis longtemps que le satellite interagit fortement avec la magnétosphère, provoquant des sursauts radio. En 1973, un tore d'atomes de sodium lumineux a été découvert le long de l'orbite d'Io ; plus tard, des ions soufre, potassium et oxygène y ont été trouvés. Ces substances sont éliminées par les protons énergétiques des ceintures de rayonnement, soit directement depuis la surface d'Io, soit depuis les « panaches » de gaz des volcans. Bien que l'influence des marées de Jupiter sur Europe soit plus faible que sur Io, son intérieur peut également être partiellement fondu. Des études spectrales montrent qu'Europe a de la glace d'eau à sa surface et que sa teinte rougeâtre est probablement due à la pollution par le soufre provenant d'Io. L'absence presque totale de cratères d'impact indique la jeunesse géologique de la surface. Les plis et les fractures de la surface glacée d'Europe ressemblent aux champs de glace des mers polaires de la Terre ; Il y a probablement de l'eau liquide sous une couche de glace sur Europe. Ganymède est la plus grande lune du système solaire. Sa densité est faible ; il est probablement constitué à moitié de roche et à moitié de glace. Sa surface semble étrange et contient des traces d'expansion crustale, qui pourraient avoir accompagné le processus de différenciation du sous-sol. Des sections de la surface de l'ancien cratère sont séparées par des tranchées plus jeunes, longues de plusieurs centaines de kilomètres et larges de 1 à 2 km, situées à une distance de 10 à 20 km les unes des autres. Il s'agit probablement de glace plus jeune, formée par l'écoulement d'eau à travers des fissures immédiatement après la différenciation, il y a environ 4 milliards d'années. Callisto est semblable à Ganymède, mais il n'y a aucune trace de failles à sa surface ; tout cela est très vieux et fortement cratérisé. La surface des deux satellites est recouverte de glace mélangée à des roches de type régolithe. Mais si sur Ganymède la glace est d'environ 50 %, alors sur Callisto elle est inférieure à 20 %. La composition des roches de Ganymède et de Callisto est probablement similaire à celle des météorites carbonées. Les lunes de Jupiter sont dépourvues d'atmosphère, à l'exception du mince gaz volcanique SO2 sur Io. Parmi la douzaine de petits satellites de Jupiter, quatre sont situés plus près de la planète que les satellites galiléens ; la plus grande d'entre elles, Amalthée, est un objet cratérisé de forme irrégulière (dimensions 270*166*150 km). Sa surface sombre – très rouge – est peut-être recouverte de soufre provenant de Io. Les petits satellites extérieurs de Jupiter sont divisés en deux groupes selon leurs orbites : 4 plus proches de l'orbite de la planète dans le sens avant (par rapport à la rotation de la planète), et 4 plus éloignés dans le sens opposé. Ils sont tous petits et sombres ; ils sont probablement capturés par Jupiter parmi les astéroïdes du groupe troyen (voir ASTEROÏDE).
Saturne. La deuxième plus grande planète géante. C'est une planète hydrogène-hélium, mais Saturne a une teneur relative en hélium inférieure à celle de Jupiter ; sa densité moyenne est inférieure. La rotation rapide de Saturne entraîne sa grande aplatie (11 %).

SATURNE et ses lunes photographiées lors du survol de la sonde spatiale Voyager.

Dans un télescope, le disque de Saturne n'a pas l'air aussi impressionnant que Jupiter : il a une couleur brun-orange et des ceintures et zones faiblement définies. La raison en est que les régions supérieures de son atmosphère sont remplies d’un brouillard d’ammoniac (NH3) diffusant la lumière. Saturne est plus éloignée du Soleil, donc la température de sa haute atmosphère (90 K) est inférieure de 35 K à celle de Jupiter et l'ammoniac est dans un état condensé. Avec la profondeur, la température de l’atmosphère augmente de 1,2 K/km, la structure des nuages ressemble donc à celle de Jupiter : sous une couche de nuages d’hydrosulfate d’ammonium se trouve une couche de nuages d’eau. En plus de l'hydrogène et de l'hélium, CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 et PH3 ont été détectés spectroscopiquement dans l'atmosphère de Saturne. En termes de structure interne, Saturne ressemble également à Jupiter, même si, en raison de sa masse plus petite, sa pression et sa température au centre sont plus faibles (75 millions de bars et 10 500 K). Le champ magnétique de Saturne est comparable à celui de la Terre. Comme Jupiter, Saturne émet de la chaleur interne, deux fois plus qu’elle n’en reçoit du Soleil. Certes, ce rapport est supérieur à celui de Jupiter, car Saturne, située deux fois plus loin, reçoit quatre fois moins de chaleur du Soleil.
Anneaux de Saturne. Saturne est entourée d'un système d'anneaux particulièrement puissant jusqu'à une distance de 2,3 rayons planétaires. Ils sont facilement reconnaissables lorsqu’ils sont observés au télescope, et lorsqu’ils sont étudiés de près, ils montrent une diversité exceptionnelle : de l’anneau massif B à l’anneau F étroit, des ondes de densité spirales aux « rayons » radiaux complètement inattendus découverts par les Voyagers. Les particules qui remplissent les anneaux de Saturne réfléchissent bien mieux la lumière que la matière des anneaux sombres d'Uranus et de Neptune ; Leur étude dans différentes gammes spectrales montre qu’il s’agit de « boules de neige sales » dont les dimensions sont de l’ordre du mètre. Les trois anneaux classiques de Saturne, dans l'ordre de l'extérieur vers l'intérieur, sont désignés par les lettres A, B et C. L'anneau B est assez dense : les signaux radio du Voyager le traversaient difficilement. L'espace de 4 000 km entre les anneaux A et B, appelé fission (ou espace) de Cassini, n'est pas réellement vide, mais sa densité est comparable à l'anneau pâle C, anciennement appelé anneau crêpe. Il y a un espace d'Encke moins visible près du bord extérieur de l'anneau A. En 1859, Maxwell conclut que les anneaux de Saturne devaient être constitués de particules individuelles en orbite autour de la planète. Fin du 19ème siècle. cela a été confirmé par des observations spectrales montrant que les parties internes des anneaux tournent plus rapidement que les parties externes. Puisque les anneaux se trouvent dans le plan de l’équateur de la planète, et sont donc inclinés de 27° par rapport au plan orbital, la Terre tombe deux fois dans le plan des anneaux en 29,5 ans, et nous les observons par la tranche. A ce moment, les anneaux « disparaissent », ce qui prouve leur très faible épaisseur – pas plus de quelques kilomètres. Des images détaillées des anneaux prises par Pioneer 11 (1979) et Voyagers (1980 et 1981) ont montré une structure beaucoup plus complexe que prévu. Les anneaux sont divisés en centaines de boucles individuelles d'une largeur typique de plusieurs centaines de kilomètres. Même dans la fente de Cassini, il y avait au moins cinq anneaux. Une analyse détaillée a montré que les anneaux sont hétérogènes à la fois en taille et, éventuellement, en composition particulaire. La structure complexe des anneaux est probablement due à l’influence gravitationnelle de petits satellites proches d’eux, jusqu’alors inconnus. Le plus inhabituel est probablement l'anneau F le plus fin, découvert en 1979 par Pioneer à une distance de 4 000 km du bord extérieur de l'anneau A. Voyager 1 a découvert que l'anneau F était tordu et tressé comme une tresse, mais a survolé pendant 9 mois. plus tard, Voyager 2 a découvert la structure de l'anneau F beaucoup plus simple : les « brins » de matière n'étaient plus entrelacés. Cette structure et son évolution rapide s'expliquent en partie par l'influence de deux petites lunes (Prométhée et Pandore) se déplaçant aux bords extérieurs et intérieurs de cet anneau ; on les appelle des « chiens de garde ». Il est cependant possible qu'il y ait des corps encore plus petits ou des accumulations temporaires de matière à l'intérieur de l'anneau F lui-même.
Satellites. Saturne a au moins 18 lunes. La plupart d'entre eux sont probablement de la glace. Certains ont des orbites très intéressantes. Par exemple, Janus et Epiméthée ont presque les mêmes rayons orbitaux. Sur l'orbite de Dioné, 60° devant elle (cette position est appelée le point de Lagrange principal), le plus petit satellite Helena se déplace. Téthys est accompagné de deux petits satellites – Telesto et Calypso – aux points de Lagrange avancés et en retard de son orbite. Les rayons et les masses de sept satellites de Saturne (Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa, Titan et Iapetus) ont été mesurés avec une bonne précision. Ils sont tous pour la plupart glacés. Ceux qui sont plus petits ont une densité de 1 à 1,4 g/cm3, ce qui est proche de la densité de la glace d'eau avec un mélange plus ou moins important de roches. On ne sait pas encore s’ils contiennent du méthane et de la glace ammoniacale. La densité plus élevée du Titan (1,9 g/cm3) est le résultat de sa masse importante, qui provoque une compression de l'intérieur. Titan est très similaire en diamètre et en densité à Ganymède ; Leur structure interne est probablement similaire. Titan est la deuxième plus grande lune du système solaire et elle est unique en ce sens qu'elle possède une atmosphère permanente et puissante composée principalement d'azote et d'une petite quantité de méthane. La pression à sa surface est de 1,6 bar, la température est de 90 K. Dans de telles conditions, il peut y avoir du méthane liquide à la surface de Titan. Les couches supérieures de l'atmosphère jusqu'à 240 km d'altitude sont remplies de nuages oranges, probablement constitués de particules de polymères organiques synthétisées sous l'influence des rayons ultraviolets du Soleil. Les lunes restantes de Saturne sont trop petites pour avoir une atmosphère. Leurs surfaces sont couvertes de glace et fortement cratérisées. Ce n'est qu'à la surface d'Encelade qu'il y a beaucoup moins de cratères. Il est probable que l'influence des marées de Saturne maintienne son intérieur dans un état de fusion et que les impacts de météorites conduisent à un déversement d'eau et au remplissage des cratères. Certains astronomes pensent que les particules de la surface d'Encelade ont formé un large anneau E qui s'étend le long de son orbite. Un satellite très intéressant est Iapetus, dont l'hémisphère arrière (par rapport à la direction du mouvement orbital) est recouvert de glace et reflète 50 % de la lumière incidente, et l'hémisphère avant est si sombre qu'il ne reflète que 5 % de la lumière ; il est recouvert de quelque chose qui ressemble à la substance des météorites carbonées. Il est possible que l'hémisphère avant de Iapetus soit affecté par des matériaux éjectés sous l'influence d'impacts de météorites depuis la surface du satellite extérieur de Saturne, Phoebe. En principe, cela est possible puisque Phoebe se déplace en orbite dans la direction opposée. De plus, la surface de Phoebe est assez sombre, mais il n'existe pas encore de données exactes à ce sujet.
Uranus. Uranus est de couleur vert d'eau et semble sans particularité car les couches supérieures de son atmosphère sont remplies de brouillard, à travers lequel la sonde Voyager 2 volant à proximité en 1986 a eu du mal à voir quelques nuages. L'axe de la planète est incliné de 98,5° par rapport à l'axe orbital, c'est-à-dire se situe presque dans le plan de l’orbite. Par conséquent, chacun des pôles fait face directement au Soleil pendant un certain temps, puis reste dans l'ombre pendant six mois (42 années terrestres). L'atmosphère d'Uranus contient principalement de l'hydrogène, 12 à 15 % d'hélium et quelques autres gaz. La température atmosphérique est d'environ 50 K, bien que dans les couches supérieures raréfiées elle monte jusqu'à 750 K le jour et 100 K la nuit. Le champ magnétique d'Uranus est légèrement plus faible que celui de la Terre à la surface, et son axe est incliné de 55° par rapport à l'axe de rotation de la planète. On sait peu de choses sur la structure interne de la planète. La couche nuageuse s'étend probablement jusqu'à une profondeur de 11 000 km, suivie d'un océan d'eau chaude de 8 000 km de profondeur et, en dessous, d'un noyau de roche en fusion d'un rayon de 7 000 km.
Anneaux. En 1976, les anneaux uniques d'Uranus ont été découverts, constitués d'anneaux individuels minces, dont le plus large a une épaisseur de 100 km. Les anneaux sont situés à des distances allant de 1,5 à 2,0 rayons de la planète depuis son centre. Contrairement aux anneaux de Saturne, les anneaux d’Uranus sont constitués de grosses roches sombres. On pense que chaque anneau contient un petit satellite, voire deux, comme dans l'anneau F de Saturne.
Satellites. 20 satellites d'Uranus ont été découverts. Les plus grands - Titania et Oberon - avec un diamètre de 1 500 km. Il y en a 3 autres plus grands, mesurant plus de 500 km, les autres sont très petits. Les spectres de surface de cinq grands satellites indiquent de grandes quantités de glace d'eau. Les surfaces de tous les satellites sont couvertes de cratères de météorites.
Neptune. Extérieurement, Neptune est semblable à Uranus ; son spectre est également dominé par des bandes de méthane et d'hydrogène. Le flux de chaleur de Neptune dépasse sensiblement la puissance de la chaleur solaire incidente sur celui-ci, ce qui indique l'existence d'une source d'énergie interne. Il est possible qu'une grande partie de la chaleur interne soit libérée à la suite des marées provoquées par la lune massive Triton, qui orbite dans la direction opposée à une distance de 14,5 rayons de planète. Voyager 2, volant en 1989 à une distance de 5 000 km de la couche nuageuse, a découvert 6 autres satellites et 5 anneaux près de Neptune. La Grande Tache Noire et un système complexe de flux vortex ont été découverts dans l'atmosphère. La surface rosée de Triton a révélé des caractéristiques géologiques étonnantes, notamment de puissants geysers. La lune Proteus découverte par Voyager s'est avérée plus grande que Néréide, découverte sur Terre en 1949.
Pluton. Pluton a une orbite très allongée et inclinée ; au périhélie, il se rapproche du Soleil à 29,6 UA. et s'éloigne à l'aphélie à 49,3 UA. En 1989, Pluton a dépassé le périhélie ; de 1979 à 1999, elle était plus proche du Soleil que Neptune. Cependant, en raison de la forte inclinaison de l'orbite de Pluton, sa trajectoire ne croise jamais celle de Neptune. La température moyenne de la surface de Pluton est de 50 K, elle varie de 15 K de l'aphélie au périhélie, ce qui est tout à fait perceptible à des températures aussi basses. Cela conduit notamment à l’apparition d’une atmosphère de méthane raréfiée pendant la période où la planète passe au périhélie, mais sa pression est 100 000 fois inférieure à la pression de l’atmosphère terrestre. Pluton ne peut pas conserver longtemps son atmosphère car elle est plus petite que la Lune. Charon, la lune de Pluton, orbite près de la planète tous les 6,4 jours. Son orbite est très fortement inclinée par rapport à l'écliptique, de sorte que les éclipses ne se produisent qu'à de rares époques où la Terre passe par le plan de l'orbite de Charon. La luminosité de Pluton change régulièrement avec une période de 6,4 jours. Par conséquent, Pluton tourne de manière synchrone avec Charon et présente de grandes taches à sa surface. Par rapport à la taille de la planète, Charon est très grande. La paire Pluton-Charon est souvent appelée une « planète double ». À une certaine époque, on pensait que Pluton était une lune en fuite de Neptune, mais avec la découverte de Charon, cela semble peu probable.
PLANÈTES : ANALYSE COMPARATIVE
Structure interne. Objets du système solaire de leur point de vue structure interne peut être divisé en 4 catégories : 1) les comètes, 2) les petits corps, 3) les planètes telluriques, 4) les géantes gazeuses. Les comètes sont de simples corps glacés avec une composition et une histoire particulières. La catégorie des petits corps comprend tous les autres objets célestes de rayon inférieur à 200 km : les grains de poussière interplanétaires, les particules des anneaux planétaires, les petits satellites et la plupart des astéroïdes. Au cours de l'évolution du système solaire, ils ont tous perdu la chaleur dégagée lors de l'accrétion initiale et se sont refroidis, n'étant pas assez grands pour se réchauffer en raison de la désintégration radioactive qui s'y produit. Les planètes telluriques sont très diverses : du « fer » Mercure au mystérieux système de glace Pluton-Charon. Outre les plus grandes planètes, selon des critères formels, le Soleil est parfois classé parmi les géantes gazeuses. Le paramètre le plus important déterminant la composition de la planète est la densité moyenne (masse totale divisée par le volume total). Sa signification indique immédiatement de quel type de planète il s'agit - « pierre » (silicates, métaux), « glace » (eau, ammoniac, méthane) ou « gaz » (hydrogène, hélium). Bien que les surfaces de Mercure et de la Lune soient étonnamment similaires, leur composition interne est complètement différente, puisque la densité moyenne de Mercure est 1,6 fois supérieure à celle de la Lune. Dans le même temps, la masse de Mercure est petite, ce qui signifie que sa densité élevée n'est principalement pas due à la compression de la substance sous l'influence de la gravité, mais à une composition chimique particulière : Mercure contient 60 à 70 % de métaux et 30 -40% de silicates en masse. La teneur en métaux par unité de masse de Mercure est nettement supérieure à celle de toute autre planète. Vénus tourne si lentement que son renflement équatorial ne mesure que quelques fractions de mètre (celui de la Terre mesure 21 km) et ne peut rien révéler du tout sur la structure interne de la planète. Son champ gravitationnel est en corrélation avec la topographie de la surface, contrairement à la Terre, où les continents « flottent ». Il est possible que les continents de Vénus soient fixés par la rigidité du manteau, mais il est possible que la topographie de Vénus soit maintenue dynamiquement par convection énergétique dans son manteau. La surface de la Terre est nettement plus jeune que celle des autres corps du système solaire. La raison en est principalement le traitement intensif des matériaux de la croûte terrestre résultant de la tectonique des plaques. L'érosion sous l'influence de l'eau liquide a également un effet notable. Les surfaces de la plupart des planètes et des lunes sont dominées par des structures annulaires associées à des cratères d'impact ou à des volcans ; Sur Terre, la tectonique des plaques a rendu linéaires les plus grandes hautes terres et basses terres. Un exemple est celui des chaînes de montagnes qui se développent là où deux plaques entrent en collision ; les tranchées océaniques, qui marquent les endroits où une plaque glisse sous une autre (zones de subduction) ; ainsi que les dorsales médio-océaniques aux endroits où deux plaques divergent sous l'action de la jeune croûte remontant du manteau (zones d'étalement). Ainsi, le relief de la surface terrestre reflète la dynamique de son intérieur. De petits échantillons du manteau supérieur de la Terre deviennent disponibles pour des études en laboratoire lorsqu'ils remontent à la surface en tant que partie intégrante des roches ignées. Les inclusions ultramafiques (ultrabasites, pauvres en silicates et riches en Mg et Fe) sont connues pour contenir des minéraux qui se forment uniquement à haute pression (par exemple le diamant), ainsi que des minéraux appariés qui ne peuvent coexister que s'ils se sont formés à haute pression. Ces inclusions ont permis d'estimer avec suffisamment de précision la composition du manteau supérieur jusqu'à une profondeur d'env. 200km. La composition minéralogique du manteau profond n'est pas très connue, car il n'existe toujours pas de données précises sur la répartition de la température avec la profondeur et les principales phases des minéraux profonds n'ont pas été reproduites en laboratoire. Le noyau de la Terre est divisé en extérieur et intérieur. Le noyau externe ne transmet pas d'ondes sismiques transversales, il est donc liquide. Cependant, à une profondeur de 5 200 km, le matériau du noyau recommence à conduire des ondes transversales, mais à faible vitesse ; cela signifie que le noyau interne est partiellement gelé. La densité du noyau est inférieure à celle d’un liquide fer-nickel pur, probablement à cause des impuretés soufrées. Un quart de la surface martienne est occupé par le Tharsis Rise, qui s'élève à 7 km par rapport au rayon moyen de la planète. C'est là que se trouvent la plupart des volcans, lors de la formation desquels la lave s'est répandue sur une longue distance, ce qui est typique des roches en fusion riches en fer. L’une des raisons de la taille énorme des volcans martiens (les plus grands du système solaire) est que, contrairement à la Terre, Mars n’a pas de plaques se déplaçant par rapport aux points chauds du manteau, de sorte que les volcans se développent au même endroit pendant longtemps. Mars n'a pas de champ magnétique et aucune activité sismique n'a été détectée. Son sol contenait beaucoup d'oxydes de fer, ce qui indique une mauvaise différenciation du sous-sol.
Chaleur intérieure. De nombreuses planètes émettent plus de chaleur qu’elles n’en reçoivent du Soleil. La quantité de chaleur générée et stockée dans les entrailles de la planète dépend de son histoire. Pour une planète en formation, la principale source de chaleur est le bombardement de météorites ; La chaleur est ensuite libérée lors de la différenciation du sous-sol, lorsque les composants les plus denses, comme le fer et le nickel, se déposent vers le centre et forment le noyau. Jupiter, Saturne et Neptune (mais, pour une raison quelconque, pas Uranus) émettent toujours la chaleur qu'ils ont emmagasinée lors de leur formation il y a 4,6 milliards d'années. Pour les planètes telluriques, une source importante de chauffage à l'époque actuelle est la désintégration des éléments radioactifs - l'uranium, le thorium et le potassium - qui étaient inclus en petites quantités dans la composition chondritique (solaire) originale. La dissipation de l'énergie de mouvement dans les déformations de marée - dite « dissipation de marée » - est la principale source d'échauffement d'Io et joue un rôle important dans l'évolution de certaines planètes dont la rotation (par exemple Mercure) a été ralentie au gré des marées.
Convection dans le manteau. Si le liquide est suffisamment chauffé, une convection s'y développe, car la conductivité thermique et le rayonnement ne peuvent pas faire face au flux de chaleur fourni localement. Il peut paraître étrange de dire que l’intérieur des planètes telluriques est recouvert de convection, comme un liquide. Ne sait-on pas que selon la sismologie, les ondes transversales se propagent dans le manteau terrestre et que, par conséquent, le manteau n’est pas constitué de liquide, mais de roche solide ? Mais prenons le mastic de verre ordinaire : lorsqu'il est pressé lentement, il se comporte comme un liquide visqueux, lorsqu'il est fortement pressé, il se comporte comme un corps élastique, et lorsqu'il est heurté, il se comporte comme une pierre. Cela signifie que pour comprendre le comportement d’une substance, nous devons prendre en compte l’échelle de temps sur laquelle les processus se déroulent. Les ondes sismiques transversales traversent l’intérieur de la Terre en quelques minutes. Sur une échelle de temps géologique de plusieurs millions d'années, les roches se déforment plastiquement si des contraintes importantes leur sont constamment appliquées. Étonnamment, la croûte terrestre continue de se redresser et retrouve la forme qu'elle avait avant la dernière glaciation, qui a pris fin il y a 10 000 ans. Après avoir étudié l'âge des côtes ascendantes de Scandinavie, N. Haskel a calculé en 1935 que la viscosité du manteau terrestre est 1023 fois supérieure à la viscosité de l'eau liquide. Mais même à cela, l’analyse mathématique montre que le manteau terrestre est dans un état de convection intense (un tel mouvement de l’intérieur de la Terre pourrait être vu dans un film accéléré, où un million d’années s’écoulent en une seconde). Des calculs similaires montrent que Vénus, Mars et, dans une moindre mesure, Mercure et la Lune ont probablement aussi des manteaux convectifs. Nous commençons tout juste à comprendre la nature de la convection dans les planètes géantes gazeuses. On sait que les mouvements de convection sont fortement influencés par la rotation rapide qui existe autour des planètes géantes, mais il est très difficile d’étudier expérimentalement la convection dans une sphère en rotation à gravité centrale. Jusqu’à présent, les expériences les plus précises de ce type ont été réalisées dans des conditions de microgravité en orbite terrestre basse. Ces expériences, ainsi que des calculs théoriques et des modèles numériques, ont montré que la convection se produit dans des tubes allongés le long de l'axe de rotation de la planète et courbés conformément à sa sphéricité. Ces cellules convectives sont surnommées « bananes » en raison de leur forme. La pression des planètes géantes gazeuses varie de 1 bar au sommet des nuages à environ 50 Mbar au centre. Leur composant principal, l'hydrogène, réside donc sur différents niveaux dans différentes phases. À des pressions supérieures à 3 Mbar, l’hydrogène moléculaire ordinaire devient un métal liquide semblable au lithium. Les calculs montrent que Jupiter est principalement composé d'hydrogène métallique. Et Uranus et Neptune ont apparemment un manteau étendu d’eau liquide, qui est également un bon conducteur.
Un champ magnétique. Le champ magnétique externe d’une planète véhicule des informations importantes sur le mouvement de son intérieur. C’est le champ magnétique qui définit le cadre de référence dans lequel la vitesse du vent est mesurée dans l’atmosphère nuageuse de la planète géante ; C'est précisément cela qui indique qu'il existe des flux puissants dans le noyau métallique liquide de la Terre et qu'un mélange actif se produit dans les manteaux d'eau d'Uranus et de Neptune. Au contraire, l’absence d’un champ magnétique puissant sur Vénus et Mars impose des restrictions sur leur dynamique interne. Parmi les planètes terrestres, le champ magnétique terrestre a une intensité exceptionnelle, indiquant un effet dynamo actif. L'absence d'un champ magnétique puissant sur Vénus ne signifie pas que son noyau s'est solidifié : très probablement, la lente rotation de la planète empêche l'effet dynamo. Uranus et Neptune ont des dipôles magnétiques identiques avec une grande inclinaison par rapport aux axes des planètes et un déplacement par rapport à leurs centres ; cela indique que leur magnétisme provient des manteaux et non des noyaux. Les satellites de Jupiter - Io, Europe et Ganymède - ont leurs propres champs magnétiques, mais pas Callisto. Un magnétisme résiduel a été découvert sur la Lune.
Atmosphère. Le Soleil, huit des neuf planètes et trois des soixante-trois satellites possèdent une atmosphère. Chaque atmosphère a sa propre composition chimique et son propre type de comportement appelé « météo ». Les atmosphères sont divisées en deux groupes : pour les planètes telluriques, la surface dense des continents ou des océans détermine les conditions à la limite inférieure de l'atmosphère, tandis que pour les géantes gazeuses, l'atmosphère est presque sans fond. Pour les planètes terrestres, une fine couche (0,1 km) de l'atmosphère près de la surface subit constamment un réchauffement ou un refroidissement de celle-ci, et pendant le mouvement, des frictions et des turbulences (dues à un terrain inégal) ; cette couche est appelée couche superficielle ou couche limite. À la surface même, la viscosité moléculaire « colle » l’atmosphère au sol, de sorte que même une légère brise crée un fort gradient de vitesse vertical qui peut provoquer des turbulences. Le changement de température de l'air avec l'altitude est contrôlé par l'instabilité convective, puisque l'air en dessous est chauffé par la surface chaude, devient plus léger et flotte ; escalader dans la région basse pression , il se dilate et rayonne de la chaleur dans l’espace, ce qui le refroidit, le densifie et s’enfonce. En raison de la convection, un gradient de température vertical adiabatique s'établit dans les couches inférieures de l'atmosphère : par exemple, dans l'atmosphère terrestre, la température de l'air diminue avec l'altitude de 6,5 K/km. Cette situation existe jusqu'à la tropopause (du grec « tropo » - tour, « pause » - cessation), limitant la couche inférieure de l'atmosphère, appelée troposphère. C’est là que se produisent les changements que nous appelons météo. Près de la Terre, la tropopause se produit à des altitudes de 8 à 18 km ; à l'équateur, elle est 10 km plus haute qu'aux pôles. En raison de la diminution exponentielle de la densité avec l'altitude, 80 % de la masse de l'atmosphère terrestre est contenue dans la troposphère. Il contient également la quasi-totalité de la vapeur d’eau, et donc les nuages qui créent le temps. Sur Vénus, le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau, ainsi que l'acide sulfurique et le dioxyde de soufre, absorbent la quasi-totalité du rayonnement infrarouge émis par la surface. Cela provoque un fort effet de serre, c'est-à-dire conduit au fait que la température à la surface de Vénus est de 500 K supérieure à celle qu'elle aurait eue dans une atmosphère transparente au rayonnement infrarouge. Les principaux gaz « à effet de serre » sur Terre sont la vapeur d'eau et le dioxyde de carbone, qui augmentent la température de 30 K. Sur Mars, le dioxyde de carbone et les poussières atmosphériques provoquent un faible effet de serre de seulement 5 K. La surface chaude de Vénus empêche le dégagement de gaz à effet de serre. le soufre de l'atmosphère en le liant dans les races de surface La basse atmosphère de Vénus est enrichie en dioxyde de soufre, donc à des altitudes de 50 à 80 km se trouve une couche dense de nuages d'acide sulfurique. Une petite quantité de substances contenant du soufre se trouve également dans l'atmosphère terrestre, en particulier après de puissantes éruptions volcaniques. Le soufre n'a pas été détecté dans l'atmosphère de Mars, ses volcans sont donc inactifs à l'époque actuelle. Sur Terre, une diminution stable de la température avec l'altitude dans la troposphère est remplacée au-dessus de la tropopause par une augmentation de la température avec l'altitude. Il y a donc là une couche extrêmement stable, appelée stratosphère (du latin strate - couche, revêtement de sol). L'existence de fines couches d'aérosols permanentes et le long séjour d'éléments radioactifs issus d'explosions nucléaires sont une preuve directe de l'absence de mélange dans la stratosphère. Dans la stratosphère terrestre, la température continue d'augmenter avec l'altitude jusqu'à la stratopause, qui se produit à une altitude d'env. 50km. La source de chaleur dans la stratosphère est constituée par les réactions photochimiques de l'ozone, dont la concentration est maximale à une altitude d'env. 25km. L'ozone absorbe le rayonnement ultraviolet, donc en dessous de 75 km, la quasi-totalité est convertie en chaleur. La chimie de la stratosphère est complexe. L'ozone se forme principalement dans les régions équatoriales, mais sa plus grande concentration se trouve aux pôles ; cela indique que les niveaux d’ozone sont affectés non seulement par la chimie, mais aussi par la dynamique atmosphérique. Mars a également des concentrations d'ozone plus élevées au-dessus des pôles, en particulier du pôle d'hiver. L’atmosphère sèche de Mars contient relativement peu de radicaux hydroxyles (OH) qui détruisent l’ozone. Les profils de température des atmosphères des planètes géantes ont été déterminés à partir d'observations au sol des occultations planétaires d'étoiles et à partir des données des sondes, notamment de l'atténuation des signaux radio lorsque la sonde entre sur la planète. Chaque planète possède une tropopause et une stratosphère, au-dessus desquelles se trouvent la thermosphère, l'exosphère et l'ionosphère. La température des thermosphères de Jupiter, Saturne et Uranus, respectivement, est d'env. 1000, 420 et 800 K. La température élevée et la gravité relativement faible sur Uranus permettent à l'atmosphère de s'étendre dans les anneaux. Cela provoque un freinage et une chute rapide des particules de poussière. Puisque des bandes de poussière sont encore observées dans les anneaux d’Uranus, il doit y avoir une source de poussière à cet endroit. Bien que la structure des températures de la troposphère et de la stratosphère dans les atmosphères des différentes planètes présente de nombreux points communs, leur composition chimique diffère considérablement. Les atmosphères de Vénus et de Mars sont majoritairement composées de dioxyde de carbone, mais représentent deux exemples extrêmes d'évolution atmosphérique : Vénus a une atmosphère dense et chaude, tandis que Mars a une atmosphère froide et mince. Il est important de comprendre si l'atmosphère terrestre finira par se stabiliser dans l'un de ces deux types, et si ces trois atmosphères ont toujours été si différentes. Le sort de l'eau de source d'une planète peut être déterminé en mesurant la teneur en deutérium par rapport à l'isotope léger de l'hydrogène : le rapport D/H impose une limite à la quantité d'hydrogène quittant la planète. La masse d'eau dans l'atmosphère de Vénus représente désormais 10 à 5 fois la masse des océans de la Terre. Mais le rapport D/H sur Vénus est 100 fois plus élevé que sur Terre. Si au début ce rapport était le même sur Terre et sur Vénus et que les réserves d'eau de Vénus n'étaient pas reconstituées au cours de son évolution, alors une multiplication par cent du rapport D/H sur Vénus signifie qu'elle avait autrefois cent fois plus d'eau qu'aujourd'hui. L'explication est généralement recherchée en termes de théorie de la « volatilisation à effet de serre », selon laquelle Vénus n'a jamais été assez froide pour que l'eau se condense à sa surface. Si l'eau remplissait toujours l'atmosphère sous forme de vapeur, alors la photodissociation des molécules d'eau entraînait la libération d'hydrogène, dont un isotope léger s'évaporait de l'atmosphère dans l'espace, et l'eau restante s'enrichissait en deutérium. La forte différence entre les atmosphères de la Terre et de Vénus est d’un grand intérêt. On pense que les atmosphères modernes des planètes terrestres se sont formées à la suite du dégazage de l’intérieur ; dans ce cas, ce sont principalement de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone qui ont été libérés. Sur Terre, l’eau s’est concentrée dans l’océan et le dioxyde de carbone a été piégé dans les roches sédimentaires. Mais Vénus est plus proche du Soleil, il fait chaud et il n’y a pas de vie ; le dioxyde de carbone est donc resté dans l'atmosphère. La vapeur d'eau se dissocie en hydrogène et en oxygène sous l'influence de la lumière solaire ; l'hydrogène s'est évaporé dans l'espace (l'atmosphère terrestre perd également rapidement de l'hydrogène) et l'oxygène s'est fixé dans les roches. Certes, la différence entre ces deux atmosphères pourrait s'avérer plus profonde : il n'y a toujours aucune explication au fait qu'il y ait beaucoup plus d'argon dans l'atmosphère de Vénus que dans l'atmosphère de la Terre. La surface de Mars est désormais un désert froid et sec. Pendant la partie la plus chaude de la journée, les températures peuvent être légèrement supérieures au point de congélation normal de l’eau, mais la faible pression atmosphérique empêche l’eau à la surface de Mars d’être liquide : la glace se transforme immédiatement en vapeur. Cependant, il existe plusieurs canyons sur Mars qui ressemblent à des lits de rivières asséchés. Certains d'entre eux semblent avoir été creusés par des courants d'eau de courte durée mais d'une puissance catastrophique, tandis que d'autres présentent de profonds ravins et un vaste réseau de vallées, indiquant la probable longue existence de rivières de plaine dans les premières périodes de l'histoire de Mars. Il existe également des indications morphologiques selon lesquelles les vieux cratères de Mars sont beaucoup plus détruits par l'érosion que les plus jeunes, et cela n'est possible que si l'atmosphère de Mars était beaucoup plus dense qu'elle ne l'est actuellement. Au début des années 1960, on pensait que les calottes polaires de Mars étaient composées de glace d’eau. Mais en 1966, R. Leighton et B. Murray ont examiné le bilan thermique de la planète et ont montré que le dioxyde de carbone devrait se condenser en grande quantité aux pôles et qu'un équilibre de dioxyde de carbone solide et gazeux devrait être maintenu entre les calottes polaires et la surface polaire. atmosphère. Il est curieux que la croissance et la contraction saisonnières des calottes polaires entraînent des fluctuations de pression dans l'atmosphère martienne de 20 % (par exemple, dans les cabines des anciens avions de ligne, les différences de pression lors du décollage et de l'atterrissage étaient également d'environ 20 %). Les photographies spatiales des calottes polaires de Mars montrent d'étonnants motifs en spirale et des terrasses en gradins que la sonde Mars Polar Lander (1999) était censée explorer, mais elle n'a pas réussi à atterrir. On ne sait pas exactement pourquoi la pression de l’atmosphère martienne a autant chuté, probablement de quelques bars au cours du premier milliard d’années à 7 millibars aujourd’hui. Il est possible que l’altération des roches de surface ait éliminé le dioxyde de carbone de l’atmosphère, séquestrant le carbone dans les roches carbonatées, comme cela s’est produit sur Terre. À une température de surface de 273 K, ce processus pourrait détruire l’atmosphère de dioxyde de carbone de Mars avec une pression de plusieurs bars en seulement 50 millions d’années ; Apparemment, il s’est avéré très difficile de maintenir un climat chaud et humide sur Mars tout au long de l’histoire du système solaire. Un processus similaire affecte également la teneur en carbone de l'atmosphère terrestre. Environ 60 barres de carbone sont désormais liées aux roches carbonatées de la Terre. De toute évidence, dans le passé, l'atmosphère terrestre contenait beaucoup plus de dioxyde de carbone qu'aujourd'hui et la température de l'atmosphère était plus élevée. La principale différence entre l’évolution de l’atmosphère terrestre et martienne est que sur Terre, la tectonique des plaques soutient le cycle du carbone, tandis que sur Mars, elle est « enfermée » dans les roches et les calottes polaires.
Anneaux circumplanétaires. Il est curieux que chacune des planètes géantes possède un système d'anneaux, mais pas une seule planète tellurique. Ceux qui regardent Saturne à travers un télescope pour la première fois s'exclament souvent : « Eh bien, comme sur la photo ! » lorsqu'ils voient ses anneaux incroyablement brillants et clairs. Cependant, les anneaux des planètes restantes sont presque invisibles à travers un télescope. L'anneau pâle de Jupiter subit une mystérieuse interaction avec son champ magnétique. Uranus et Neptune sont chacun entourés de plusieurs anneaux minces ; la structure de ces anneaux reflète leur interaction résonante avec les satellites proches. Les trois arcs des anneaux de Neptune intriguent particulièrement les chercheurs car ils sont clairement définis dans les directions radiale et azimutale. Une grande surprise a été la découverte des anneaux étroits d'Uranus lors des observations de son occultation de l'étoile en 1977. Le fait est qu'il existe de nombreux phénomènes qui, en quelques décennies seulement, pourraient élargir sensiblement les anneaux étroits : ce sont des collisions mutuelles de particules , l'effet Poynting-Robertson (freinage radiatif) et le freinage plasma. D'un point de vue pratique, les anneaux étroits, dont la position peut être mesurée avec une grande précision, se sont révélés être un indicateur très pratique du mouvement orbital des particules. La précession des anneaux d'Uranus a permis de déterminer la répartition de la masse au sein de la planète. Ceux qui ont déjà conduit une voiture avec un pare-brise poussiéreux vers le soleil levant ou couchant savent que les particules de poussière diffusent fortement la lumière dans la direction où elle tombe. C'est pourquoi il est difficile de détecter la poussière dans les anneaux planétaires lorsqu'on les observe depuis la Terre, c'est-à-dire du côté du Soleil. Mais chaque fois que la sonde spatiale survolait la planète extérieure et « regardait en arrière », nous recevions des images des anneaux en lumière transmise. Dans de telles images d'Uranus et de Neptune, des anneaux de poussière jusqu'alors inconnus ont été découverts, beaucoup plus larges que les anneaux étroits connus de longue date. Le sujet le plus important de l’astrophysique moderne est celui des disques en rotation. De nombreuses théories dynamiques développées pour expliquer la structure des galaxies peuvent également être utilisées pour étudier les anneaux planétaires. Ainsi, les anneaux de Saturne sont devenus un objet pour tester la théorie des disques auto-gravants. Les propriétés auto-gravitationnelles de ces anneaux sont indiquées par la présence à la fois d'ondes de densité en spirale et d'ondes de courbure en spirale, qui sont visibles sur des images détaillées. Le paquet d'ondes détecté dans les anneaux de Saturne a été attribué à la forte résonance horizontale de la planète avec sa lune Iapetus, qui excite des ondes de densité spirales dans la partie externe de la division Cassini. De nombreuses spéculations ont eu lieu sur l'origine des anneaux. Il est important qu'ils se situent à l'intérieur de la zone Roche, c'est-à-dire à une telle distance de la planète où l'attraction mutuelle des particules est inférieure à la différence des forces d'attraction entre elles et la planète. À l'intérieur de la zone de Roche, un satellite planétaire ne peut pas être formé à partir de particules dispersées. Peut-être que le matériau des anneaux est resté « non réclamé » depuis la formation de la planète elle-même. Mais peut-être s'agit-il des traces d'une catastrophe récente - une collision de deux satellites ou la destruction d'un satellite par les forces de marée de la planète. Si vous récupérez tout le matériel des anneaux de Saturne, vous obtiendrez un corps d'un rayon d'env. 200km. Il y a beaucoup moins de matière dans les anneaux des autres planètes.
PETITS CORPS DU SYSTÈME SOLAIRE
Astéroïdes. De nombreuses petites planètes – les astéroïdes – tournent autour du Soleil, principalement entre les orbites de Mars et de Jupiter. Les astronomes ont pris le nom « astéroïde » parce que dans un télescope, ils ressemblent à des étoiles pâles (aster signifie « étoile » en grec). Au début, ils pensaient qu'il s'agissait de fragments d'une grande planète qui existait autrefois, mais il est ensuite devenu clair que les astéroïdes n'avaient jamais formé un seul corps ; très probablement, cette substance n'a pas pu s'unir en une planète en raison de l'influence de Jupiter. On estime que la masse totale de tous les astéroïdes de notre époque ne représente que 6 % de la masse de la Lune ; la moitié de cette masse est contenue dans les trois plus grandes - 1 Cérès, 2 Pallas et 4 Vesta. Le numéro dans la désignation de l'astéroïde indique l'ordre dans lequel il a été découvert. Les astéroïdes dont les orbites sont connues avec précision se voient attribuer non seulement des numéros de série, mais également des noms : 3 Juno, 44 Nisa, 1566 Icare. Les éléments orbitaux exacts de plus de 8 000 astéroïdes sur les 33 000 découverts à ce jour sont connus. Il existe au moins deux cents astéroïdes d'un rayon de plus de 50 km et environ un millier d'un rayon de plus de 15 km. On estime qu’environ un million d’astéroïdes ont un rayon supérieur à 0,5 km. Le plus grand d’entre eux est Cérès, un objet plutôt sombre et difficile à observer. Des techniques spéciales d’optique adaptative sont nécessaires pour discerner les caractéristiques de la surface des astéroïdes, même de grande taille, à l’aide de télescopes au sol. Les rayons orbitaux de la plupart des astéroïdes se situent entre 2,2 et 3,3 UA, cette région est appelée « ceinture d'astéroïdes ». Mais il n’est pas entièrement rempli d’orbites d’astéroïdes : à des distances de 2,50, 2,82 et 2,96 UA. Ils ne sont pas là; ces « fenêtres » se sont formées sous l’influence des perturbations de Jupiter. Tous les astéroïdes orbitent vers l’avant, mais les orbites de beaucoup d’entre eux sont sensiblement allongées et inclinées. Certains astéroïdes ont des orbites très intéressantes. Ainsi, un groupe de chevaux de Troie se déplace sur l'orbite de Jupiter ; la plupart de ces astéroïdes sont très sombres et rouges. Les astéroïdes du groupe de l'Amour ont des orbites qui se rapprochent ou se croisent avec l'orbite de Mars ; parmi eux 433 Eros. Les astéroïdes du groupe Apollo traversent l'orbite terrestre ; parmi eux 1533 Icare, qui se rapproche le plus du Soleil. Évidemment, tôt ou tard, ces astéroïdes connaissent une approche dangereuse des planètes, qui se termine par une collision ou un grave changement d'orbite. Enfin, récemment, les astéroïdes du groupe Aten, dont les orbites se situent presque entièrement dans l'orbite de la Terre, ont été identifiés comme une classe particulière. Ils sont tous de très petite taille. La luminosité de nombreux astéroïdes change périodiquement, ce qui est naturel pour les corps irréguliers en rotation. Leurs périodes de rotation varient de 2,3 à 80 heures et sont en moyenne proches de 9 heures. Les astéroïdes doivent leur forme irrégulière à de nombreuses collisions mutuelles. Des exemples de formes exotiques sont fournis par 433 Eros et 643 Hector, dont le rapport de longueur d'essieu atteint 2,5. Dans le passé, l’ensemble du système solaire interne était probablement similaire à la ceinture principale d’astéroïdes. Jupiter, situé à proximité de cette ceinture, avec son attraction perturbe grandement le mouvement des astéroïdes, augmentant leur vitesse et conduisant à des collisions, ce qui les détruit plus souvent qu'il ne les unit. Telle une planète inachevée, la ceinture d’astéroïdes nous offre une occasion unique de voir des parties de la structure avant qu’elles ne disparaissent à l’intérieur du corps fini de la planète. En étudiant la lumière réfléchie par les astéroïdes, nous pouvons en apprendre beaucoup sur la composition de leur surface. La plupart des astéroïdes, en fonction de leur réflectance et de leur couleur, sont classés en trois groupes, similaires aux groupes de météorites : les astéroïdes de type C ont des surfaces sombres comme les chondrites carbonées (voir Météorites ci-dessous), les astéroïdes de type S sont plus brillants et plus rouges et les astéroïdes de type M sont similaires. aux météorites fer-nickel. Par exemple, 1 Cérès est similaire aux chondrites carbonées et 4 Vesta est similaire aux eucrites basaltiques. Cela indique que l'origine des météorites est associée à la ceinture d'astéroïdes. La surface des astéroïdes est recouverte de roche finement concassée - le régolithe. Il est assez étrange qu'il reste à la surface après avoir été touché par des météorites - après tout, un astéroïde de 20 km de long a une force de gravité de 10 à 3 g et la vitesse pour quitter la surface n'est que de 10 m/s. En plus de la couleur, on connaît désormais de nombreuses raies spectrales caractéristiques infrarouges et ultraviolettes utilisées pour classer les astéroïdes. D'après ces données, on distingue 5 classes principales : A, C, D, S et T. Les astéroïdes 4 Vesta, 349 Dembovska et 1862 Apollo n'entraient pas dans cette classification : chacun d'eux occupait une position particulière et devenait le prototype du nouveau classes, respectivement V, R et Q, qui contiennent désormais d'autres astéroïdes. Du grand groupe des astéroïdes C, on a ensuite distingué les classes B, F et G. La classification moderne comprend 14 types d'astéroïdes, désignés (par ordre décroissant de nombre de membres) par les lettres S, C, M, D, F. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. L'albédo des astéroïdes C étant inférieur à celui des astéroïdes S, une sélection observationnelle se produit : les astéroïdes C sombres sont plus difficiles à détecter. Compte tenu de cela, le type le plus nombreux est celui des astéroïdes C. A partir d'une comparaison des spectres d'astéroïdes de différents types avec les spectres d'échantillons minéraux purs, trois grands groupes se sont formés : primitifs (C, D, P, Q), métamorphiques (F, G, B, T) et ignés (S , M, E, A, V, R). Les surfaces des astéroïdes primitifs sont riches en carbone et en eau ; les métamorphiques contiennent moins d'eau et de substances volatiles que les primitifs; les ignés sont recouverts de minéraux complexes, probablement formés à partir d'une fonte. La région interne de la ceinture d'astéroïdes principale est richement peuplée d'astéroïdes ignés, les astéroïdes métamorphiques prédominent dans la partie médiane de la ceinture et les astéroïdes primitifs dominent à la périphérie. Cela indique que lors de la formation du système solaire, il y avait un fort gradient de température dans la ceinture d'astéroïdes. La classification des astéroïdes, basée sur leur spectre, regroupe les corps selon leur composition de surface. Mais si l'on considère les éléments de leurs orbites (demi-grand axe, excentricité, inclinaison), se distinguent alors les familles dynamiques d'astéroïdes, décrites pour la première fois par K. Hirayama en 1918. Les plus peuplées d'entre elles sont les familles de Thémis, Eos et Coronides. Chaque famille représente probablement un essaim de fragments issus d’une collision relativement récente. L’étude systématique du système solaire nous amène à comprendre que les impacts importants sont la règle plutôt que l’exception, et que la Terre n’en est pas non plus à l’abri.
Météorites. Un météoroïde est un petit corps en orbite autour du Soleil. Un météore est un météoroïde qui a volé dans l’atmosphère d’une planète et s’est chauffé au point de devenir brillant. Et si son reste tombe à la surface de la planète, on l'appelle une météorite. Une météorite est considérée comme « tombée » s’il existe des témoins oculaires qui ont observé son vol dans l’atmosphère ; sinon on l'appelle "trouvé". Il y a beaucoup plus de météorites « trouvées » que de météorites « tombées ». On les retrouve souvent par les touristes ou les paysans travaillant dans les champs. Étant donné que les météorites sont de couleur sombre et facilement visibles dans la neige, les champs de glace de l'Antarctique sont un excellent endroit pour les rechercher, où des milliers de météorites ont déjà été trouvées. La météorite a été découverte pour la première fois en Antarctique en 1969 par un groupe de géologues japonais étudiant les glaciers. Ils ont trouvé 9 fragments à proximité, mais appartenant à quatre types différents de météorites. Il s'est avéré que les météorites tombées sur la glace à différents endroits se rassemblent là où s'arrêtent les champs de glace se déplaçant à une vitesse de plusieurs mètres par an, appuyés contre les chaînes de montagnes. Le vent détruit et assèche les couches supérieures de glace (une sublimation sèche se produit - ablation) et les météorites se concentrent à la surface du glacier. Cette glace a une couleur bleuâtre et est facilement visible depuis les airs, ce que les scientifiques utilisent lorsqu'ils étudient des endroits prometteurs pour la collecte de météorites. Une importante chute de météorite s'est produite en 1969 à Chihuahua (Mexique). Le premier d'une longue série de fragments de grande taille a été trouvé près d'une maison du village de Pueblito de Allende et, selon la tradition, tous les fragments trouvés de cette météorite ont été réunis sous le nom d'Allende. La chute de la météorite Allende a coïncidé avec le début du programme lunaire Apollo et a donné aux scientifiques l'opportunité de développer des méthodes d'analyse d'échantillons extraterrestres. Ces dernières années, certaines météorites contenant des débris blancs incrustés dans une roche mère plus sombre ont été identifiées comme des fragments lunaires. La météorite Allende appartient aux chondrites, un sous-groupe important de météorites pierreuses. On les appelle ainsi parce qu'ils contiennent des chondrules (du grec chondros, grain) - les particules sphériques les plus anciennes qui se sont condensées dans une nébuleuse protoplanétaire et sont ensuite devenues une partie des roches ultérieures. De telles météorites permettent d'estimer l'âge du système solaire et sa composition originale. Les inclusions riches en calcium et en aluminium de la météorite Allende, les premières à se condenser en raison de leur point d'ébullition élevé, ont un âge de désintégration radioactive de 4,559 ± 0,004 milliards d'années. Il s’agit de l’estimation la plus précise de l’âge du système solaire. De plus, toutes les météorites portent des « enregistrements historiques » causés par l’influence à long terme des rayons cosmiques galactiques, du rayonnement solaire et du vent solaire. En étudiant les dommages causés par les rayons cosmiques, on peut savoir combien de temps la météorite est restée en orbite avant de passer sous la protection de l'atmosphère terrestre. Le lien direct entre les météorites et le Soleil découle du fait que la composition élémentaire des météorites les plus anciennes - les chondrites - répète exactement la composition de la photosphère solaire. Les seuls éléments dont le contenu diffère sont les éléments volatils, comme l'hydrogène et l'hélium, qui se sont abondamment évaporés des météorites lors de leur refroidissement, ainsi que le lithium, qui a été partiellement « brûlé » dans le Soleil lors de réactions nucléaires. Les termes « composition solaire » et « composition de chondrites » sont utilisés de manière interchangeable pour décrire la « recette de matière solaire » mentionnée ci-dessus. Les météorites pierreuses dont la composition diffère de celle du soleil sont appelées achondrites.
Petits fragments. L'espace proche du Soleil est rempli de petites particules dont les sources sont l'effondrement des noyaux de comètes et les collisions de corps, principalement dans la ceinture d'astéroïdes. Les plus petites particules se rapprochent progressivement du Soleil en raison de l'effet Poynting-Robertson (cela réside dans le fait que la pression de la lumière solaire sur une particule en mouvement n'est pas dirigée exactement le long de la ligne Soleil-particule, mais en raison de l'aberration lumineuse est dévié vers l'arrière et ralentit donc le mouvement de la particule). La chute de petites particules sur le Soleil est compensée par leur reproduction constante, de sorte que dans le plan de l'écliptique il y a toujours une accumulation de poussière qui disperse les rayons du soleil. Lors des nuits les plus sombres, elle est perceptible sous la forme de la lumière zodiacale, s'étendant en une large bande le long de l'écliptique à l'ouest après le coucher du soleil et à l'est avant le lever du soleil. Près du Soleil, la lumière zodiacale se transforme en une fausse couronne (F-couronne, de faux), qui n'est visible que lors d'une éclipse totale. Avec l'augmentation de la distance angulaire du Soleil, la luminosité de la lumière zodiacale diminue rapidement, mais au point antisolaire de l'écliptique, elle s'intensifie à nouveau, formant un contre-radiance ; cela est dû au fait que les petites particules de poussière réfléchissent intensément la lumière. De temps en temps, des météoroïdes pénètrent dans l'atmosphère terrestre. La vitesse de leur déplacement est si élevée (en moyenne 40 km/s) que presque tous, à l'exception des plus petits et des plus grands, brûlent à une altitude d'environ 110 km, laissant de longues queues lumineuses - météores ou étoiles filantes. De nombreux météoroïdes sont associés aux orbites de comètes individuelles, de sorte que les météores sont observés plus souvent lorsque la Terre passe à proximité de ces orbites à certaines périodes de l'année. Par exemple, de nombreux météores sont observés chaque année vers le 12 août lorsque la Terre traverse la pluie des Perséides, associée aux particules perdues par la comète 1862 III. Une autre averse – les Orionides – vers le 20 octobre est associée à la poussière de la comète Halley.
voir également MÉTÉORE. Les particules inférieures à 30 microns peuvent ralentir dans l’atmosphère et tomber au sol sans brûler ; ces micrométéorites sont collectées pour analyse en laboratoire. Si des particules de plusieurs centimètres ou plus sont constituées d'une substance assez dense, elles ne brûlent pas non plus entièrement et tombent à la surface de la Terre sous forme de météorites. Plus de 90 % d’entre eux sont en pierre ; Seul un spécialiste peut les distinguer des roches terrestres. Les 10 % restants des météorites sont du fer (il s’agit en fait d’un alliage de fer et de nickel). Les météorites sont considérées comme des fragments d'astéroïdes. Les météorites de fer faisaient autrefois partie du noyau de ces corps, détruits par des collisions. Il est possible que certaines météorites libres et riches en substances volatiles proviennent de comètes, mais cela est peu probable ; Très probablement, les grosses particules de comètes brûlent dans l'atmosphère et seules les petites sont préservées. Compte tenu de la difficulté pour les comètes et les astéroïdes d'atteindre la Terre, il est clair à quel point il est utile d'étudier les météorites qui sont « arrivées » indépendamment sur notre planète depuis les profondeurs du système solaire.
voir également MÉTÉORITE.
Comètes. Généralement, les comètes arrivent de la périphérie lointaine du système solaire et un bref délais devenir des luminaires extrêmement spectaculaires ; à l’heure actuelle, ils attirent l’attention de tous, mais leur nature reste encore floue. Une nouvelle comète apparaît généralement de manière inattendue et il est donc presque impossible de préparer une sonde spatiale pour la rencontrer. Bien sûr, on peut préparer et envoyer lentement une sonde à la rencontre d'une des centaines de comètes périodiques dont les orbites sont bien connues ; mais toutes ces comètes, qui s'étaient approchées à plusieurs reprises du Soleil, avaient déjà vieilli, avaient presque complètement perdu leurs substances volatiles et étaient devenues pâles et inactives. Une seule comète périodique est encore active : la comète de Halley. Ses 30 apparitions sont régulièrement enregistrées depuis 240 avant JC. et a nommé la comète en l’honneur de l’astronome E. Halley, qui a prédit son apparition en 1758. La comète de Halley a une période orbitale de 76 ans et une distance au périhélie de 0,59 UA. et aphélie 35 au. Lorsqu'elle franchit le plan de l'écliptique en mars 1986, une armada de vaisseaux spatiaux dotée d'une cinquantaine d'instruments scientifiques se précipita à sa rencontre. Des résultats particulièrement importants ont été obtenus par les deux sondes soviétiques Vega et européenne Giotto, qui ont transmis pour la première fois des images du noyau cométaire. Ils présentent une surface très inégale recouverte de cratères, et deux jets de gaz jaillissant du côté ensoleillé du noyau. Le volume du noyau de la comète de Halley était plus grand que prévu ; sa surface, réfléchissant seulement 4 % de la lumière incidente, est l’une des plus sombres du système solaire.

Une dizaine de comètes sont observées par an, dont seulement un tiers ont déjà été découvertes. Ils sont souvent classés selon la durée de leur période orbitale : période courte (3 AUTRES SYSTÈMES PLANÉTAIRES
Des vues modernes sur la formation des étoiles, il s'ensuit que la naissance d'une étoile de type solaire doit s'accompagner de la formation d'un système planétaire. Même si cela ne s'applique qu'aux étoiles complètement semblables au Soleil (c'est-à-dire étoiles simples classe spectrale G), alors dans ce cas au moins 1% des étoiles de la Galaxie (soit environ 1 milliard d'étoiles) doivent avoir des systèmes planétaires. Une analyse plus détaillée montre que toutes les étoiles peuvent avoir des planètes plus froides que la classe spectrale F, même celles incluses dans les systèmes binaires.

En effet, ces dernières années, des rapports ont fait état de découvertes de planètes autour d’autres étoiles. Dans le même temps, les planètes elles-mêmes ne sont pas visibles : leur présence est détectée par le léger mouvement de l'étoile provoqué par son attraction vers la planète. Le mouvement orbital de la planète fait « osciller » l’étoile et modifie périodiquement sa vitesse radiale, qui peut être mesurée par la position des raies dans le spectre de l’étoile (effet Doppler). Fin 1999, la découverte de planètes de type Jupiter autour de 30 étoiles était signalée, dont 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, etc. Ce sont toutes des étoiles proches du Soleil, et la distance au plus proche il n'y en a que 15 St. (Gliese 876). années. Deux pulsars radio (PSR 1257+12 et PSR B1628-26) possèdent également des systèmes planétaires dont les masses sont de l'ordre de celle de la Terre. Il n’a pas encore été possible de détecter de telles planètes légères autour d’étoiles normales grâce à la technologie optique. Autour de chaque étoile, vous pouvez définir une écosphère dans laquelle la température de la surface de la planète permet à l'eau liquide d'exister. L'écosphère solaire s'étend de 0,8 à 1,1 UA. Il contient la Terre, mais n'inclut pas Vénus (0,72 UA) ni Mars (1,52 UA). Probablement, dans n'importe quel système planétaire, pas plus de 1 à 2 planètes entrent dans l'écosphère, sur laquelle les conditions sont favorables à la vie.
DYNAMIQUE DU MOUVEMENT ORBITAL
Le mouvement des planètes avec une grande précision obéit à trois lois de I. Kepler (1571-1630), dérivées par lui d'observations : 1) Les planètes se déplacent selon des ellipses, à l'un des foyers desquelles se trouve le Soleil. 2) Le rayon vecteur reliant le Soleil et la planète balaie des zones égales pendant des périodes de temps égales au cours du mouvement orbital de la planète. 3) Le carré de la période orbitale est proportionnel au cube du demi-grand axe de l'orbite elliptique. La deuxième loi de Kepler découle directement de la loi de conservation du moment cinétique et est la plus générale des trois. Newton a établi que la première loi de Kepler est valable si la force d'attraction entre deux corps est inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare, et la troisième loi - si cette force est également proportionnelle aux masses des corps. En 1873, J. Bertrand démontra qu'en général seulement dans deux cas les corps ne se déplacent pas les uns autour des autres en spirale : s'ils sont attirés selon la loi du carré inverse de Newton ou selon la loi de proportionnalité directe de Hooke (décrivant l'élasticité des ressorts) . Une propriété remarquable du système solaire est que la masse de l'étoile centrale est bien supérieure à la masse de n'importe laquelle des planètes. Le mouvement de chaque membre du système planétaire peut donc être calculé avec une grande précision dans le cadre du problème de le mouvement de deux corps gravitant mutuellement - le Soleil et la seule planète à côté de lui. Sa solution mathématique est connue : si la vitesse de la planète n'est pas trop élevée, alors elle se déplace sur une orbite périodique fermée, qui peut être calculée avec précision. Le problème du mouvement de plus de deux corps, généralement appelé « problème à N corps », est beaucoup plus difficile en raison de leur mouvement chaotique sur des orbites ouvertes. Ce caractère aléatoire des orbites est fondamentalement important et permet de comprendre, par exemple, comment les météorites tombent de la ceinture d'astéroïdes jusqu'à la Terre.
voir également
LES LOIS DE KEPLER ;
MÉCANIQUE CÉLESTE ;
ORBITE. En 1867, D. Kirkwood fut le premier à remarquer que les espaces vides (« trappes ») dans la ceinture d'astéroïdes sont situés à des distances du Soleil telles que le mouvement moyen est proportionné (dans un rapport entier) au mouvement de Jupiter. Autrement dit, les astéroïdes évitent les orbites sur lesquelles leur période de révolution autour du Soleil serait un multiple de la période de révolution de Jupiter. Les deux plus grandes écoutilles de Kirkwood se produisent selon des proportions de 3 : 1 et 2 : 1. Cependant, proche de la commensurabilité 3:2, il existe un excès d'astéroïdes unis par cette caractéristique dans le groupe Gilda. Il existe également un excès d'astéroïdes du groupe troyen 1:1 en orbite autour de Jupiter à 60° devant et 60° derrière lui. La situation avec les chevaux de Troie est claire : ils sont capturés à proximité des points de Lagrange stables (L4 et L5) sur l'orbite de Jupiter, mais comment expliquer les écoutilles de Kirkwood et le groupe Gilda ? S'il n'y avait que des hachures sur les commensurabilités, alors on pourrait accepter l'explication simple proposée par Kirkwood lui-même, selon laquelle les astéroïdes sont projetés hors des régions résonantes par l'influence périodique de Jupiter. Mais maintenant, cette image semble trop simple. Des calculs numériques ont montré que les orbites chaotiques pénètrent dans des régions de l'espace proches de la résonance 3:1 et que les fragments d'astéroïdes qui tombent dans cette région changent d'orbite de circulaire à elliptique allongée, les conduisant régulièrement vers la partie centrale du système solaire. Sur de telles orbites interplanétaires, les météoroïdes ne vivent pas longtemps (seulement quelques millions d'années) avant de s'écraser sur Mars ou sur la Terre, et avec un léger raté, d'être projetés à la périphérie du système solaire. Ainsi, la principale source de météorites tombant sur Terre sont les écoutilles de Kirkwood, à travers lesquelles passent les orbites chaotiques des fragments d'astéroïdes. Bien entendu, il existe de nombreux exemples de mouvements résonants hautement ordonnés dans le système solaire. C'est exactement ainsi que se déplacent les satellites proches des planètes, par exemple la Lune, qui fait toujours face à la Terre avec le même hémisphère, puisque sa période orbitale coïncide avec celle axiale. Un exemple de synchronisation encore plus élevée est donné par le système Pluton-Charon, dans lequel non seulement sur le satellite, mais aussi sur la planète, « un jour est égal à un mois ». Le mouvement de Mercure est de nature intermédiaire, sa rotation axiale et sa rotation orbitale sont dans un rapport de résonance de 3:2. Cependant, tous les corps ne se comportent pas aussi simplement : par exemple, dans l'Hypérion non sphérique, sous l'influence de la gravité de Saturne, l'axe de rotation se retourne de manière chaotique. L'évolution des orbites des satellites est influencée par plusieurs facteurs. Étant donné que les planètes et les satellites ne sont pas des masses ponctuelles, mais des objets étendus et que, de plus, la force de gravité dépend de la distance, différentes parties du corps du satellite, situées à différentes distances de la planète, sont attirées vers lui de différentes manières ; il en est de même pour l'attraction agissant du satellite sur la planète. Cette différence de forces provoque le flux et le reflux de la mer et donne aux satellites en rotation synchrone une forme légèrement aplatie. Le satellite et la planète provoquent mutuellement des déformations de marée, ce qui affecte leur mouvement orbital. La résonance de mouvement moyen 4:2:1 des lunes de Jupiter Io, Europe et Ganymède, étudiée pour la première fois en détail par Laplace dans son Celestial Mechanics (Vol. 4, 1805), est appelée résonance de Laplace. Quelques jours seulement avant l'approche de Voyager 1 vers Jupiter, le 2 mars 1979, les astronomes Peale, Cassin et Reynolds ont publié "La fusion d'Io par dissipation des marées", qui prédisait un volcanisme actif sur cette lune en raison de son rôle majeur dans le maintien d'un volcanisme actif sur cette lune. Résonance 4:2:1. Voyager 1 a en effet découvert sur Io des volcans actifs, si puissants qu'aucun cratère de météorite n'est visible sur les photographies de la surface du satellite : sa surface se recouvre si rapidement de produits d'éruption.
FORMATION DU SYSTÈME SOLAIRE
La question de savoir comment le système solaire s’est formé est peut-être la plus difficile de la science planétaire. Pour répondre à cette question, nous disposons encore de peu de données qui nous aideraient à reconstituer les processus physiques et chimiques complexes qui se sont déroulés à cette époque lointaine. La théorie de la formation du système solaire doit expliquer de nombreux faits, notamment son état mécanique, sa composition chimique et ses données chronologiques isotopiques. Dans ce cas, il est souhaitable de s’appuyer sur des phénomènes réels observés à proximité d’étoiles en formation et jeunes.
État mécanique. Les planètes tournent autour du Soleil dans la même direction, sur des orbites presque circulaires situées presque dans le même plan. La plupart d’entre eux tournent autour de leur axe dans le même sens que le Soleil. Tout cela indique que le prédécesseur du système Solaire était un disque en rotation, qui se forme naturellement lors de la compression d'un système autogravitant avec conservation du moment cinétique et augmentation résultante de la vitesse angulaire. (Le moment cinétique d'une planète, ou moment cinétique, est le produit de sa masse par sa distance au Soleil et sa vitesse orbitale. Le moment cinétique du Soleil est déterminé par sa rotation axiale et est approximativement égal à sa masse multipliée par son rayon et multipliée par sa vitesse de rotation ; les moments axiaux des planètes sont négligeables.) Le Soleil contient 99 % de la masse du système solaire, mais seulement env. 1% de son moment cinétique. La théorie devrait expliquer pourquoi la majeure partie de la masse du système est concentrée dans le Soleil et la grande majorité du moment cinétique se trouve dans les planètes extérieures. Les modèles théoriques disponibles sur la formation du système solaire indiquent qu’au début, le Soleil tournait beaucoup plus vite qu’aujourd’hui. Le moment cinétique du jeune Soleil a ensuite été transféré aux parties externes du système solaire ; Les astronomes pensent que les forces gravitationnelles et magnétiques ralentissaient la rotation du Soleil et accéléraient le mouvement des planètes. La règle approximative de la répartition régulière des distances planétaires au Soleil (règle de Titius-Bode) est connue depuis deux siècles, mais il n'y a aucune explication à son sujet. Dans les systèmes de satellites des planètes extérieures, les mêmes schémas peuvent être tracés que dans le système planétaire dans son ensemble ; Probablement, les processus de leur formation avaient beaucoup en commun.
voir également LOI DE BODE.
Composition chimique. Il existe un fort gradient (différence) dans la composition chimique du système solaire : les planètes et les satellites proches du Soleil sont constitués de matériaux réfractaires, tandis que les corps éloignés contiennent de nombreux éléments volatils. Cela signifie que lors de la formation du système solaire, il y a eu un important gradient de température. Les modèles astrophysiques modernes de condensation chimique suggèrent que la composition initiale du nuage protoplanétaire était proche de la composition du milieu interstellaire et du Soleil : en masse jusqu'à 75 % d'hydrogène, jusqu'à 25 % d'hélium et moins de 1 % de tous les autres éléments . Ces modèles expliquent avec succès les variations observées dans la composition chimique du système solaire. La composition chimique d'objets distants peut être jugée sur la base de leur densité moyenne, ainsi que des spectres de leur surface et de leur atmosphère. Cela pourrait être fait avec beaucoup plus de précision en analysant des échantillons de matière planétaire, mais jusqu’à présent, nous ne disposons que d’échantillons provenant de la Lune et de météorites. En étudiant les météorites, nous commençons à comprendre les processus chimiques dans la nébuleuse primordiale. Cependant, le processus d’agglomération des grandes planètes à partir de petites particules reste flou.
Données isotopiques. La composition isotopique des météorites indique que la formation du système solaire s'est produite il y a 4,6 ± 0,1 milliards d'années et n'a pas duré plus de 100 millions d'années. Des anomalies dans les isotopes du néon, de l'oxygène, du magnésium, de l'aluminium et d'autres éléments indiquent que lors de l'effondrement du nuage interstellaire qui a donné naissance au système solaire, les produits de l'explosion d'une supernova proche y sont tombés.
voir également ISOTOPES ; SUPERNOVA.
Formation d'étoiles. Les étoiles naissent lors du processus d’effondrement (compression) de nuages de gaz et de poussière interstellaires. Ce processus n'a pas encore été étudié en détail. Il existe des preuves observationnelles selon lesquelles les ondes de choc provoquées par les explosions de supernova peuvent comprimer la matière interstellaire et stimuler l'effondrement des nuages en étoiles.
voir également Effondrement gravitationnel. Avant qu’une jeune étoile n’atteigne un état stable, elle subit une étape de compression gravitationnelle de la part de la nébuleuse protostellaire. Des informations de base sur cette étape de l'évolution stellaire sont obtenues en étudiant les jeunes étoiles T Tauri. Apparemment, ces étoiles sont encore en état de compression et leur âge ne dépasse pas 1 million d’années. Leurs masses varient généralement de 0,2 à 2 masses solaires. Ils montrent des signes d’une forte activité magnétique. Le spectre de certaines étoiles T Tauri contient des raies interdites qui n'apparaissent que dans les gaz de faible densité ; Il s’agit probablement des restes d’une nébuleuse protostellaire entourant l’étoile. Les étoiles T Tauri se caractérisent par des fluctuations rapides du rayonnement ultraviolet et des rayons X. Beaucoup d’entre elles présentent de puissantes émissions infrarouges et des raies spectrales de silicium, indiquant que les étoiles sont entourées de nuages de poussière. Enfin, les étoiles T Tauri ont des vents stellaires puissants. On pense qu’au début de son évolution, le Soleil est également passé par le stade T Tauri et que c’est pendant cette période que les éléments volatils ont été chassés des régions internes du système solaire. Certaines étoiles en formation de masse modérée présentent une forte augmentation de luminosité et perdent leur enveloppe en moins d’un an. De tels phénomènes sont appelés éruptions FU Orion. Une star de T Tauri a connu une telle explosion au moins une fois. On pense que la plupart des jeunes stars passent par la phase d’explosion de type FU Orionis. Beaucoup de gens voient la raison de cette éruption comme étant le fait que, de temps en temps, le taux d'accrétion de matière sur la jeune étoile à partir du disque de gaz et de poussière environnant augmente. Si le Soleil avait également connu une ou plusieurs éruptions FU Orionis au début de son évolution, cela aurait grandement affecté les substances volatiles du système solaire central. Les observations et les calculs montrent qu'à proximité d'une étoile en formation, il y a toujours des restes de matière protostellaire. Il pourrait former une étoile compagnon ou un système planétaire. En effet, de nombreuses étoiles forment des systèmes binaires et multiples. Mais si la masse du compagnon ne dépasse pas 1% de la masse du Soleil (10 masses de Jupiter), alors la température en son noyau n'atteindra jamais la valeur nécessaire pour que les réactions thermonucléaires se produisent. Un tel corps céleste s’appelle une planète.
Théories de la formation. Les théories scientifiques sur la formation du système solaire peuvent être divisées en trois catégories : marémotrice, accrétionnaire et nébulaire. Ce sont ces derniers qui suscitent actuellement le plus grand intérêt. La théorie des marées, apparemment proposée pour la première fois par Buffon (1707-1788), ne relie pas directement la formation des étoiles et des planètes. On suppose qu'une autre étoile survolant le Soleil, par interaction de marée, en a extrait (ou d'elle-même) un flux de matière à partir duquel les planètes se sont formées. Cette idée se heurte à de nombreux problèmes physiques ; par exemple, la matière chaude éjectée d'une étoile devrait cracher plutôt que se condenser. Aujourd’hui, la théorie des marées est impopulaire car elle ne peut pas expliquer les caractéristiques mécaniques du système solaire et présente sa naissance comme un événement aléatoire et extrêmement rare. La théorie de l'accrétion suggère que le jeune Soleil a capturé la matière d'un futur système planétaire alors qu'il survolait un nuage interstellaire dense. En effet, les jeunes étoiles se trouvent généralement à proximité de grands nuages interstellaires. Cependant, dans le cadre de la théorie de l’accrétion, il est difficile d’expliquer le gradient de composition chimique dans un système planétaire. La plus développée et la plus généralement acceptée aujourd’hui est l’hypothèse nébulaire, proposée par Kant à la fin du XVIIIe siècle. Son idée de base est que le Soleil et les planètes se sont formés simultanément à partir d’un seul nuage en rotation. En rétrécissant, il s'est transformé en un disque au centre duquel s'est formé le Soleil et à la périphérie - des planètes. A noter que cette idée diffère de l'hypothèse de Laplace, selon laquelle le Soleil s'est d'abord formé à partir d'un nuage, puis, en se contractant, la force centrifuge a arraché des anneaux de gaz de l'équateur, qui se sont ensuite condensés en planètes. L'hypothèse de Laplace se heurte à des difficultés physiques qui n'ont pas été surmontées depuis 200 ans. La version moderne la plus réussie de la théorie nébulaire a été créée par A. Cameron et ses collègues. Dans leur modèle, la nébuleuse protoplanétaire était environ deux fois plus massive que le système planétaire actuel. Au cours des 100 premiers millions d’années, le Soleil en formation en a activement éjecté de la matière. Ce comportement est typique des jeunes étoiles, appelées étoiles T Tauri d'après le prototype. La distribution de pression et de température de la matière nébuleuse dans le modèle de Cameron s'accorde bien avec le gradient de la composition chimique du système solaire. Il est donc fort probable que le Soleil et les planètes se soient formés à partir d’un seul nuage qui s’effondre. Dans sa partie centrale, où la densité et la température étaient plus élevées, seules les substances réfractaires étaient conservées, et les substances volatiles étaient également conservées en périphérie ; ceci explique le gradient de composition chimique. Selon ce modèle, la formation d’un système planétaire devrait accompagner l’évolution précoce de toutes les étoiles de type solaire.
Croissance des planètes. Il existe de nombreux scénarios de croissance planétaire. Les planètes peuvent s'être formées à la suite de collisions aléatoires et d'adhésions de petits corps appelés planétésimaux. Mais peut-être que les petits corps se sont réunis en grands groupes à la fois en raison de l'instabilité gravitationnelle. Il n’est pas clair si l’accumulation de planètes a eu lieu dans un environnement gazeux ou sans gaz. Dans une nébuleuse gazeuse, les différences de température sont atténuées, mais lorsqu'une partie du gaz se condense en grains de poussière et que le gaz restant est emporté par le vent stellaire, la transparence de la nébuleuse augmente fortement et un fort gradient de température apparaît dans le système. On ne sait pas encore exactement quels sont les temps caractéristiques de la condensation du gaz en grains de poussière, de l'accumulation de grains de poussière en planétésimaux et de l'accrétion de planétésimaux en planètes et leurs satellites.
LA VIE DANS LE SYSTÈME SOLAIRE
Il a été suggéré que la vie dans le système solaire existait autrefois au-delà de la Terre et existe peut-être encore. L’avènement de la technologie spatiale a permis de commencer à tester directement cette hypothèse. Mercure s'est avéré trop chaud et dépourvu d'atmosphère et d'eau. Vénus est également très chaude : le plomb fond à sa surface. La possibilité d’une vie dans la couche nuageuse supérieure de Vénus, où les conditions sont beaucoup plus douces, n’est encore qu’un fantasme. La Lune et les astéroïdes semblent complètement stériles. De grands espoirs étaient placés sur Mars. Des systèmes de fines lignes droites - des « canaux », observés au télescope il y a 100 ans, ont alors fait parler de structures d'irrigation artificielles à la surface de Mars. Mais nous savons désormais que les conditions sur Mars sont défavorables à la vie : un air froid, sec et très raréfié et, par conséquent, un fort rayonnement ultraviolet du Soleil, stérilisant la surface de la planète. Les instruments de l'atterrisseur Viking n'ont pas détecté de matière organique dans le sol de Mars. Il est vrai que certains signes indiquent que le climat de Mars a considérablement changé et aurait pu être autrefois plus favorable à la vie. On sait que dans un passé lointain, il y avait de l'eau à la surface de Mars, car des images détaillées de la planète montrent des traces d'érosion hydrique, rappelant les ravins et les lits de rivières asséchés. Les variations à long terme du climat martien peuvent être associées à des changements dans l'inclinaison de l'axe polaire. Avec une légère augmentation de la température de la planète, l'atmosphère peut devenir 100 fois plus dense (en raison de l'évaporation de la glace). Il est donc possible que la vie ait existé sur Mars. Nous ne pourrons répondre à cette question qu’après une étude détaillée des échantillons de sol martien. Mais les amener sur Terre est une tâche difficile. Heureusement, il existe des preuves solides que parmi les milliers de météorites trouvées sur Terre, au moins 12 provenaient de Mars. On les appelle météorites SNC car les premières d'entre elles ont été trouvées près des colonies de Shergotty (Shergotty, Inde), Nakhla (Nakhla, Égypte) et Chassigny (Chassigny, France). La météorite ALH 84001, trouvée en Antarctique, est beaucoup plus ancienne que les autres et contient des éléments polycycliques. Hydrocarbures aromatiques , ayant éventuellement une origine biologique. On pense qu'elle est venue sur Terre depuis Mars car son rapport isotopique de l'oxygène n'est pas le même que celui des roches terrestres ou des météorites non-SNC, mais plutôt le même que celui de la météorite EETA 79001, qui contient des verres contenant des bulles contenant des gaz rares différents de Terre, mais cohérent avec l'atmosphère de Mars. Bien que les atmosphères des planètes géantes contiennent de nombreuses molécules organiques, il est difficile de croire qu’en l’absence de surface solide, la vie puisse y exister. En ce sens, le satellite de Saturne, Titan, est beaucoup plus intéressant, car il possède non seulement une atmosphère contenant des composants organiques, mais également une surface solide où les produits de fusion peuvent s'accumuler. Certes, la température de cette surface (90 K) est plus adaptée à la liquéfaction de l'oxygène. Par conséquent, l'attention des biologistes est davantage attirée par le satellite de Jupiter, Europe, bien que dépourvu d'atmosphère, mais possédant apparemment un océan d'eau liquide sous sa surface glacée. Certaines comètes contiennent presque certainement des molécules organiques complexes formées lors de la formation du système solaire. Mais il est difficile d'imaginer la vie sur une comète. Ainsi, jusqu’à présent, nous n’avons aucune preuve que la vie dans le système solaire existe au-delà de la Terre. On pourrait se demander : quelles sont les capacités des instruments scientifiques dans le cadre de la recherche de la vie extraterrestre ? Une sonde spatiale moderne peut-elle détecter la présence de vie sur une planète lointaine ? Par exemple, Galilée pourrait-il détecter la vie et l’intelligence sur Terre lorsqu’il la survolait à deux reprises tout en effectuant des manœuvres gravitationnelles ? Dans les images de la Terre transmises par la sonde, il n'a pas été possible de remarquer des signes de vie intelligente, mais les signaux de nos stations de radio et de télévision captés par les récepteurs Galileo sont devenus une preuve évidente de sa présence. Ils sont complètement différents du rayonnement des stations de radio naturelles - aurores boréales, oscillations du plasma dans l'ionosphère terrestre, éruptions solaires - et révèlent immédiatement la présence d'une civilisation technique sur Terre. Comment se manifeste la vie déraisonnable ? La caméra de télévision Galileo a capturé des images de la Terre dans six plages spectrales étroites. Dans les filtres de 0,73 et 0,76 microns, certaines zones terrestres apparaissent vertes en raison de la forte absorption de la lumière rouge, ce qui n'est pas typique des déserts et des rochers. La façon la plus simple d’expliquer cela est qu’un support d’un pigment non minéral qui absorbe la lumière rouge est présent à la surface de la planète. Nous savons que cette absorption inhabituelle de la lumière est due à la chlorophylle, que les plantes utilisent pour la photosynthèse. Aucun autre corps du système solaire n’a une telle couleur verte. De plus, le spectromètre infrarouge Galileo a enregistré la présence d'oxygène moléculaire et de méthane dans l'atmosphère terrestre. La présence de méthane et d'oxygène dans l'atmosphère terrestre indique une activité biologique sur la planète. Nous pouvons donc conclure que nos sondes interplanétaires sont capables de détecter des signes de vie active à la surface des planètes. Mais si la vie est cachée sous la coque glacée d’Europe, il est peu probable qu’un véhicule survolant la détecte.
Dictionnaire de géographie

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